Галактика - мир вечного безмолвия

 

Школа-комплекс №29 с гимназическим образованием

Секция естественно-математических наук

Направление исследования: астрономия

Тип проекта: информационный

 

 

 

 

 

Тема:

Галактика – мир  вечного безмолвия

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Автор:

                                                                                              Ишембаева Айсулуу 11«Б» класс

Руководитель:

Шумейко Александра Владимировна

 

 

 

 

Бишкек 2013г.

Оглавление

 

Введение 3

Глава 1. История  изучений галактик 4

Глава 2. Понятие  и классификация галактик 6

Глава 3. Состав галактик 8

3.1. Ядра галактик 9

Глава 4. Общие  свойства галактик 11

Глава 5. Звездообразование 13

Глава 6. Перерождение галактик 15

Заключение 18

Список литературы 20

Приложение 21

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Введение

 

Галактики – это, прежде всего звездные системы; именно со звездами связано их оптическое излучение. Пространственно звезды образуют два основных структурных компонента галактики, как бы вложенных один в другой: быстро вращающийся звездный диск, толщина которого обычно составляет 1–2 тыс. св. лет, и медленно вращающуюся сферическую (или сфероидальную) составляющую, яркость которой концентрируется не к плоскости диска, а к центру галактики. Внутренняя, наиболее яркая часть сферодального компонента называется балдж (от англ. bulge – вздутие), а внешняя часть низкой яркости – звездное гало. В центральной части массивных галактик часто выделяется небольшой и быстро вращающийся околоядерный диск размером порядка тысячи св.лет, который также состоит из звезд и газа. Такая структурность галактик отражает сложный многоступенчатый характер их формирования. Есть галактики, в которых наблюдается только один из двух основных компонентов: диск или сфероид.

Цель проекта: выявить значение галактик во вселенной

Задачи проекта:

1. рассмотреть историю изучения галактик;
2. познакомиться с понятием и классификацией галактик;
3. выяснить состав галактик;
4. изучить свойства галактик;
5. проанализировать звездообразование галактик;
6. исследовать перерождение галактик.

Метод исследования: теоретический, т.е. подбор, анализ и систематизация информации по данному вопросу.

Краткий обзор  литературы:

Для написания глав 1 и 2 была использована книга Марова М. Я. «Планеты солнечной системы». – М., Наука, 1986. Для написания глав 3 и 5 я использовал книгу Новикова И. Д. «Эволюция Вселенной». – М., Наука. При написании главы 6 я использовал книгу Стрелков В. Г. Бытие или сознание? – Москва, 1997. Для каждой главы для полной точности и объёмности я воспользовался дополнительной литературой и сайтами указанными ниже в списке литературы.

 

Глава 1. История изучений галактик

 

В 1610 году Галилео Галилей  при исследовании Млечного Пути с  помощью телескопа обнаружил, что  Млечный Путь состоит из огромного  числа слабых звёзд. В трактате 1755 года, основанном на работах Томаса Райта (англ. Thomas Wright), Иммануил Кант предположил, что Галактика может быть вращающимся телом, которое состоит из огромного количества звёзд, удерживаемых гравитационными силами, сходными с теми, что действуют в Солнечной системе, но в бо́льших масштабах. С точки наблюдения, расположенной внутри Галактики (в частности, в нашей Солнечной системе), получившийся диск будет виден на ночном небе как светлая полоса. Кант высказал и предположение, что некоторые из туманностей, видимых на ночном небе, могут быть отдельными галактиками. К концу XVIII столетия Шарль Мессье составил каталог, содержащий 109 ярких туманностей. С момента публикации каталога до 1924 года продолжались споры о природе этих туманностей, объект M31, галактика Андромеда (рис. 1).

Уильям Гершель высказал предположение, что туманности могут  быть далёкими звёздными системами, аналогичными системе Млечного Пути. В 1785 году он попытался определить форму  и размеры Млечного Пути и положения  в нём Солнца, используя метод  «черпаков» — подсчёта звёзд по разным направлениям. В 1795 году, наблюдая планетарную туманность NGC 1514, он отчётливо  увидел в её центре одиночную звезду, окружённую туманным веществом. Существование  подлинных туманностей, таким образом, не подлежало сомнению, и не было необходимости думать, что все  туманные пятна — далёкие звёздные системы.

К середине XIX века Джон Гершель, сын Уильяма Гершеля, открыл ещё 5000 туманных объектов. Построенное  на их основе распределение стало  главным аргументом против предположения, что они являются далёкими «островными  вселенными», подобными нашей системе  Млечного Пути. Было обнаружено, что  существует «зона избегания» — область, в которой нет или почти  нет подобных туманностей. Эта зона находилась близ плоскости Млечного Пути и была проинтерпретирована  как связь туманностей с системой Млечного Пути. Поглощение света, наиболее сильное в плоскости Галактики, было ещё неизвестно.

Вращение Галактики вокруг ядра предсказано Марианом Ковальским, который в 1860 году в «Учёных записках Казанского университета» опубликовал статью с его математическим обоснованием, издание было переведено и на французский язык. В 1865 году Уильям Хаггинс впервые получил спектр туманностей. Характер эмиссионных линии туманности Ориона явно говорил о её газовом составе, но спектр туманности Андромеды (M31 по каталогу Мессье) был непрерывный, как и у звёзд. Хаггинс заключил, что такой вид спектра M31 вызван высокой плотностью и непрозрачностью составляющего её газа.

В начале XX века Весто Слайфер (англ. Vesto Melvin Slipher) объяснил спектр туманности Андромеды отражением света центральной звезды (за которую он принял ядро галактики). Такой вывод был сделан на основе фотографий, полученных Джеймсом Килером на 36-дюймовом рефлекторе. Было обнаружено 120 000 слабых туманностей. Спектр там, где его можно получить, был отражательным. Как известно сейчас, это были спектры отражательных (в основном пылевых) туманностей вокруг звёзд Плеяд.

В 1920 году состоялся «Великий спор» между Харлоу Шепли и  Гебером Кертисом. Суть спора заключалась в измерении расстояния по цефеидам до Магеллановых Облаков и оценке размера Млечного Пути. Используя усовершенствованный вариант метода черпаков, Кертис сделал вывод о маленькой (диаметром в 15 килопарсек) сплюснутой галактике с Солнцем вблизи центра. И также небольшом расстоянии до Магеллановых Облаков. Шепли, основываясь на подсчёте шаровых скоплений, дал совсем другую картину — плоский диск диаметром около 70 килопарсек с Солнцем, находящимся далеко от центра. Расстояние до Магеллановых Облаков было того же порядка. Итогом спора стал вывод о необходимости ещё одного независимого измерения.

Современная картина нашей  Галактики появилась в 1930 году, когда  Роберт Джулиус Трюмплер измерил эффект поглощения света, изучая распределение рассеянных звёздных скоплений, концентрирующихся в плоскости Галактики. Новые наблюдения, произведённые в начале 1990-х годов на космическом телескопе «Хаббл», показали, что тёмная материя в нашей Галактике не может состоять только из очень слабых и малых звёзд. На нём также были получены изображения далёкого космоса, получившие названия Hubble Deep Field и Hubble Ultra Deep Field, показавшие очевидность того, что в нашей Вселенной существуют сотни миллиардов галактик.

 

 

 

 

 

Глава 2. Понятие и классификация галактик

 

Галактика (др.-греч. Γαλαξίας — Млечный Путь) — гравитационно-связанная система из звёзд, межзвёздного газа, пыли и тёмной материи. Все объекты в составе галактик участвуют в движении относительно общего центра масс. Галактики — чрезвычайно далёкие объекты, расстояние до ближайших из них принято измерять в мегапарсеках, а до далёких — в единицах красного смещения z. Именно из-за удалённости различить на небе невооружённым глазом можно всего лишь три из них: Андромеду (видна в северном полушарии), Большое и Малое Магеллановы облака (видны в южном). Разрешить изображение до отдельных звёзд не удавалось вплоть до начала XX века. К началу 90-х годов прошлого века насчитывалось не более 30 галактик, в которых удалось увидеть отдельные звёзды, и все они входили в местную группу. После запуска космического телескопа «Хаббл» и ввода в строй 10-метровых наземных телескопов число галактик, в которых различимы отдельные звёзды, резко возросло. В 1936 году Хаббл построил классификацию галактик, которая используется по сей день и называется последовательностью Хаббла. Галактики делятся на:

• Эллиптические галактики имеют гладкую эллиптическую форму (от сильно сплющенных, до почти круглых) без отличительных деталей с равномерным уменьшением яркости от центра к периферии (рис. 2) . Они обозначаются буквой E и цифрой, которая является индексом сплющенности галактики¹. Так, круглая галактика будет иметь обозначение E0, а галактика, у которой одна из больших полуосей вдвое больше другой, E5. Форма наиболее сплющенных (E7) заметно отличается от эллипса. Эллиптические галактики состоят из старых звёзд и практически полностью лишены газа.
• Спиральные галактики состоят из уплощенного диска из звезд и газа, в центре которого находится сферическое уплотнение, называемое балджем, а также обширного сферического гало (рис.3). В плоскости диска формируются яркие спиральные рукава, состоящие преимущественно из молодых звезд, газа и пыли. Хаббл разделил все известные спиральные галактики на нормальные спирали (обозначаются символом S) и спирали с баром (SB), которые в отечественной литературе часто называют галактиками с перемычкой или пересеченными.
• Неправильные или иррегулярные галактики — галактика, лишенная как вращательной симметрии, так и значительного ядра (рис. 4). Характерным представителем неправильных галактик являются Магеллановы облака. Бытовал даже термин «магеллановы туманности». Неправильные галактики отличаются разнообразием форм, обычно небольшими размерами и обилием газа, пыли и молодых звёзд. Обозначаются — I. В силу того, что форма неправильных галактик твёрдо не определена, как неправильные галактики часто классифицировали пекулярные галактики.
• В 1936 году был добавлен класс Линзовидных галактики, которые имеют то же строение, что и спиральные, но в них отсутствует спиральная структура. Обозначаются S0. Если линзовидную галактику видно сбоку, то она отличается от эллиптической более сильным сжатием и наличием тёмного пылевого слоя

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Глава 3. Состав галактик

 

 Распределение газа  в галактике может сильно отличаться  от распределения звезд. Иногда  газ прослеживается до значительно  больших расстояний от центра  галактики, чем звезды, наглядно  демонстрируя, что галактика может  продолжаться дальше своих оптических  границ. Относительная доля массы,  приходящаяся на межзвездный  газ, в среднем растет от  Е- к Irr-галактикам. Для таких галактик, как наша, она составляет несколько процентов, а в Е-галактиках газа содержится менее 0,1% (хотя есть и исключения из этого правила).  Межзвездный газ состоит, в основном, из водорода и гелия с небольшой примесью более тяжелых элементов. Эти тяжелые элементы образуются в звездах и вместе с газом, теряемым звездами, оказываются в межзвездном пространстве. Поэтому содержание тяжелых элементов важно знать для изучения эволюции галактики (рис. 5). 

В спиральных галактиках газ  концентрируется к плоскости  звездного диска, а внутри диска  его плотность больше всего в  спиральных ветвях, а также в центральной  области галактики. Но газ наблюдается  и в эллиптических галактиках, где нет ни звездных дисков, ни спиральных ветвей. В этих галактиках газ представляет собой горячую разреженную среду, заполняющую весь объем звездной системы. Из-за высокой температуры (сотни тысяч градусов Кельвина) его можно наблюдать в рентгеновских  лучах. Газ в S- и Irr-галактиках находится в трех основных состояниях, или фазах. Во-первых, это облака холодного (менее 100 К) молекулярного газа. Такой газ не излучает света, но его присутствие позволяет обнаружить радионаблюдения, поскольку различные молекулы в разреженной среде излучают на определенных, хорошо известных длинах волн. Именно в облаках холодного газа зарождаются звезды. Во-вторых, это атомарный, или нейтральный, газ, образующий облака и более разреженную межоблачную среду. Такой газ также не излучает света. Атомарный водород был открыт по радиоизлучению на частоте 1420 МГц . Как правило, в этом состоянии находится основная масса межзвездного газа. В-третьих, в лучах видимого света обычно наблюдаются многочисленные яркие области, образованные газом, ионизованным ультрафиолетовым излучением звезд и нагретым до температуры около 10 000 К. Это области ионизованного газа. Как правило, источником нагрева и ионизации являются молодые массивные звезды, поэтому большое количество ионизованного газа свидетельствует об интенсивном звездообразовании в галактике. В газовой среде межзвездного пространства содержится и мелкодисперсный твердый компонент – межзвездная пыль. Она проявляет себя двояко. Во-первых, пыль поглощает видимый и ультрафиолетовый свет, вызывая общее ослабление яркости и покраснение галактики. Наиболее непрозрачные (из-за пыли) участки галактики видны как темные области на светлом ярком фоне. Особенно много непрозрачных областей вблизи плоскости звездного диска – именно там концентрируется холодная межзвездная среда. Поэтому, если смотреть на диск галактики «с ребра²», то обычно бывает хорошо заметна пылевая полоса, пересекающая галактику по диаметру. Во-вторых, пыль излучает сама, отдавая накопленную энергию света в форме далекого инфракрасного излучения (в диапазоне длин волн 50–1000 мкм). Поэтому полная энергия излучения пыли бывает, сопоставима с энергией видимого излучения, приходящего к нам от всех звезд галактики.

Суммарная масса пыли сравнительно невелика: она в несколько сотен  раз меньше, чем полная масса межзвездного газа. Особенно мало пыли в Е-галактиках, где холодный газ также практически  отсутствует; а также в карликовых галактиках, где газа может быть много, но среда содержит мало тяжелых  элементов, необходимых для формирования пылинок. Пыль в галактиках является продуктом эволюции звезд.