Галактики

АКАДЕМИЯ  ТРУДА И СОЦИАЛЬНЫХ ОТНОШЕНИЙ 
 
 
 
 
 
 
 
 

Галактики

Реферат

По  курсу: Концепция  современного естествознания 
 
 
 

Выполнил: Глазыкин П. Н.

Группа: 11 курс 1 

Проверил:  
 
 
 
 
 

МОСКВА 2009 
Содержание 

 

Основные  сведения о галактиках

 

      Солнце - одна из ста миллиардов звезд, образующих гигантскую звездную систему, Галактику, которая представляется нам на небе широкой полосой млечного Пути. В Галактике различают плоскую подсистему, имеющую вид диска с утолщением посередине, и сферическую подсистему, в которую этот диск погружен.

      Диск  Галактики и ее сферическая подсистема содержат приблизительно одинаковое число звезд. Солнце принадлежит галактическому диску и находится от его центра на расстоянии двух третей радиуса диска. Радиусы диска и сферической подсистемы близки друг другу и составляют приблизительно 3 световых года.

      В диске Галактики, кроме звезд, имеется  еще межзвездный газ и космическая  пыль, масса которых составляет несколько  процентов массы звезд; в сферической  подсистеме газа и пыли практически  нет. Среди звезд диска имеется  заметное количество молодых ярких звезд, тогда как в сферической подсистеме такие звезды почти полностью отсутствуют. Диск Галактики вращается, причем угловая скорость вращения разная на разных расстояниях от его центра. В области, где находится Солнце, линейная скорость вращения диска составляет 220-250 км/с. Звезды диска обращаются вокруг центра по почти круговым орбитам; отклонения от кругового движения характеризуются скоростями, которые не превышают 20 км/с.

      У звезд сферической подсистемы, находящихся  поблизости от Солнца, скорость общего регулярного вращения вокруг центра Галактики по крайней мере раз в пять меньше, чем у звезд диска. Звезды сферической подсистемы движутся по вытянутым орбитам, их типичные скорости 200-300 км/с. Значительная часть звезд диска Галактики входит в различного рода группы. Не менее половины всех звезд входит в звездные пары, крупными образованиями являются рассеянные скопления, содержащие до тысячи звезд, связанных взаимным тяготением. Самые молодые звезды диска вместе с облаками газа и пыли располагается широкими полосами - спиральными рукавами, которые яркими широкими дугами выходят из центральной области Галактики. Распределение звезд в сферической подсистеме более или менее сферически - симметрично. Приблизительно тысячная их доля входит в большие скопления, содержащие до миллиона звезд, которые называют шаровыми скоплениями.

      Звезды  обеих подсистем Галактики сгущаются  к центральной области - ее ядру, которое проявляет себя как источник повышенного радиоизлучения, а также  инфракрасного, рентгеновского и гамма - излучения. Из ядра происходит, по-видимому, также истечение газа.

      Светимость  Галактики, те есть полная энергия, излучаемая всеми ее звездами в единицу времени, составляет 3*10³⁷ Вт; Это приблизительно в сто миллиардов раз больше светимости Солнца (4*10²⁶ Вт).

      Полная  масса звезд Галактики оценивается  в 2*10⁴⁴ г, что составляет сто миллиардов масс Солнца (2*10³³ г).

      В последние годы выясняется, что Галактика  обладает протяженной короной, простирающейся на расстояния, в десятки раз превышающие размеры диска и сферической подсистемы. Полная масса короны в несколько раз превышает суммарную массу всех звезд Галактики, но из-за больших размеров ее плотность невелика по сравнению с плотностью, создаваемой звездами и газопылевыми облаками. Корона проявляет себя тяготением, но не излучает света и в ней не обнаруживают ни звезд, ни облаков.

      Во  Вселенной имеется большое число  других звездных систем, галактик, подобных нашей Галактике. Галактики, обладающие дисковой подсистемой со спиральным узором, называют спиральными.

      Ближайшей к нам гигантской спиральной галактикой является Туманность Андромеды. Ее масса  и светимость раза в два больше, чем у нашей Галактики. Другие спиральные галактики не так массивны; чаще всего их массы составляют миллиард или десять миллиардов масс Солнца, а светимости в 10-100 раз ниже светимости Галактики.

      Кроме спиральных, существуют эллиптические  галактики, по своему строению и звездному  населению подобные сферической  подсистеме нашей Галактики. В них  практически нет газопылевого вещества и молодых ярких звезд. Самые крупные эллиптические галактики имеют массу и светимость раз в десять больше, чем у нашей Галактики. Имеются и карликовые эллиптические галактики с массами и светимостями в десятки тысяч раз меньшими. Очень часто эллиптические галактики, особенно, самые массивные, имеют плотные ядра, которые по своим проявлениям обычно больше и активнее ядер спиральных галактик.

      Еще один тип галактик - неправильные. Их массы и светимости в десятки  раз меньше, чем у нашей Галактики. Звездный состав подобен населению дисков спиральных галактик. Но эти звезды, а также и значительные массы газопылевого вещества, не образуют регулярной структуры и не обладают выраженным общим вращением. Кроме ярких молодых звезд, в неправильных галактиках имеются еще и звезды старые, менее яркие, подобные звездам сферической подсистемы Галактики, также образующие общий сферический остов. Эти три типа галактик были впервые обнаружены и изучены Э. Хабблом и другими астрономами в двадцатые-тридцатые годы нашего века. С тех пор стали известны и галактики иных типов, не всегда укладывающиеся в первоначальную классификацию. Это относится в первую очередь к галактикам с активными ядрами и значительным радиоизлучением. Экстремальными объектами такого рада являются квазары (квазизвездный радиоисточник). В них звездная составляющая не обнаруживается; она либо вообще отсутствует, либо, что более вероятно, имеется, но незаметна на фоне огромной светимости ядра, доходящей до 10³⁹ - 10⁴⁰ Вт, что в десятки тысяч раз больше светимости Галактики. Эта энергия исходит из областей с размером 10¹⁶ - 10¹⁸ см, что в десятки и сотни тысяч раз меньше размера Галактики. Радиоизлучение квазаров сравнима по интенсивности с их оптическим излучением, а инфракрасное излучение часто и еще больше. Имеется распространенная разновидность квазаров с низким радиоизлучением; такие объекты называют квазагами, то есть квазигалактиками.

      Вследствие  исключительно большой светимости квазары видны на очень больших  расстояниях. Самые удаленные объекты, доступные наблюдениям на современных астрономических инструментах, это именно квазары. Они как бы очерчивают границы метагалактики - наблюдаемой области вселенной. Расстояние до самых далеких квазаров оценивается тысячами мегапарсеков (1 мегапарсек (Мпк) = 1000000 пк). Свет от них идет к нам миллиарды лет.

      Большая часть галактик входит в те или  иные группы или скопления, насчитывающие  от десятков до тысяч членов. Имеются  скопления галактик относительно правильной сферической или эллипсоидальной формы. Таково, например, одно из самых больших скоплений, скопление в созвездие Волос Вероники, имеющее радиус около 4 Мпк и содержащие приблизительно десять тысяч галактик, среди которых преобладают эллиптические галактики.

      Как обнаружено в последние годы, многие богатые скопления галактик содержат значительное количество горячего газа проявляющего себя рентгеновским излучением.

      Температура газа достигает ста миллионов  Кельвина, и он находится в состоянии  плазмы, то есть в состоянии ионизации, при котором электроны оторваны от ядер.

      Масса горячего газа в скоплениях сравнима с суммарной массой галактик. Судя по динамике галактик в скоплениях, эти системы содержат еще больше количества другого вещества, которое  проявляет себя только создаваемым  им тяготением. Скопления и группы галактик распределены в пространстве не вполне случайным образом. Местная группа галактик, в которую входит наша Галактика, галактика Андромеды и еще три десятка менее крупных объектов, образует вместе с двумя-тремя другими близкими группами галактик систему, называемую местным Сверхскоплением. Это уплощенное образование, размером до 50 Мпк, его плоскость перпендикулярна к плоскости диска нашей Галактики; центр местного Сверхскопления лежит в направлении созвездия Девы в круглом скоплении галактик, отстоящем от нас на 20 Мпк.

      На  крупномасштабной карте неба, на которой  галактики выглядят просто точками, скопления галактик часто представляются собранными в протяженные цепочки, - вероятно, сверхскопления. Цепочки  соединяются и пересекаются, складываясь в сетчатую или ячеистую структуру.

      Иерархия  космических структур обрывается на скоплениях и сверхскоплениях. Более  крупных образований в Метагалактике  нет.

      Подсчитывая число галактик в больших объемах, с размерами 300 Мпк и более, содержащих много скоплений и сверхскоплений, находят их среднюю концентрацию, в пространстве, а зная массы галактик, можно оценить и среднюю плотность вещества в таких объемах. Эта плотность оказывается одинаковой, где бы на небе ни выбрать такой объем; по современным данным она составляет 3*10^-31 г/см³ или, в пересчете на атомы водорода, примерно один атом на тридцать кубических метров объема.

      Правда, астрономические оценки масс не очень  надежны. Задача осложняется тем, что  помимо светящегося вещества самих  галактик, в пространстве вокруг них существуют, по-видимому, значительные массы вещества, наблюдать которые непосредственно не удается, - может быть, звезды низкой светимости или газ, или даже черные дыры. Скрытые массы проявляют себя, только тяготением, которое складывается на движении галактик в группах и скоплениях. По этим признакам оценивают связанную с ними среднюю плотность, которая, как полагают в Тартутской обсерватории, может быть в 2-3 раза или даже в 5-10 раз больше усредненной плотности галактик.

      То  обстоятельство, что число галактик и плотность вещества оказываются одинаковыми в достаточно больших объемах, где бы эти области ни находились, означает, что Вселенная, рассматриваемая в большом масштабе, является в среднем однородной. Это одно из фундаментальных свойств окружающего нас мира.

Что такое галактика?

 

      Далекие туманные объекты - туманности были замечены астрономами еще в XVII веке. О знаменитой туманности Андромеды впервые упомянул современник Галилея С. Мариус в 1612 году. Французский астроном Ш. Месье, известный своими открытиями комет, чтобы наблюдатели не путали кометы с туманностями, составил первый список туманностей, содержащий около ста объектов. Но лишь в 20-х годах нашего века удалось установить, что такое туманности - это гигантские звездные системы, находящиеся далеко за пределами нашей Галактики - Млечного пути.

      Постепенно  астронавты выяснили, что эти системы  сильно отличаются по форме и размерам друг от друга, и Хаббл составил знаменитую "камертонную диаграмму" - первую классификацию галактик, которая и по сегодняшний день широко используется в наблюдательной астрономии.

      Все галактики Хаббл разбил на три  основные вида: эллиптические, спиральные и неправильные. Составляя диаграмму, он полагал, что в ней отражен  некий механизм эволюционных переходов от одного вида к другому. Это предположение впоследствии было отвергнуто. Что же касается очевидных различий в строении колоссальных звездных систем, то они связаны, по всей видимости, с условиями образования галактик.

      Большинство галактик обладает "стадным" характером: они образуют скопления, большие и малые. Малые насчитывают десятки членов, большие - тысячи. Большое скопление в Волосах Вероники содержит примерно десять тысяч галактик, главным образом эллиптических.

      Размер  этого огромного скопления около четырех мегапарсек.

      Скопления галактик, в свою очередь, входят в  состав еще более крупных структурных  образований, которые называют сверхскоплениями. Эти самые крупные структурные  ячейки Вселенной имеют размеры  до сотни мегапарсек и массы, превышающие 10¹⁵ масс Солнца.

      Именно  галактики являются ключевыми элементами в структуре наблюдаемой вселенной, а проблема образования галактик и структурирование мира - один из основных вопросов в современной космологии.

Рождение  галактик

 

      Вернемся  к тому моменту, когда температура расширяющейся Вселенной упала до 4000 К. После Большого Взрыва прошло около миллиона лет. В это время в нашем остывающем мире произошли существенные перемены. Для нас сейчас особенно важно то обстоятельство, что вселенная стала прозрачна для излучения. Произошло это по той причине, что электроны объединились в атомы с протонами и перестали участвовать в рассеянии фотонов. Излучение отделилось от вещества, и поэтому Вселенная стала для нас наблюдаемой.

      Что это значит? Астрономия стала всеволновой. Наблюдения проводятся сейчас в широком диапазоне электромагнитных колебаний - от радиоизлучения до гамма - лучей. Естественно, чем дальше от нас находится объект, тем в более раннюю эпоху видит его астроном-наблюдатель. Свет от далеких галактик идет до Земли миллиарды лет, и мы видим это галактики такими, какими они были миллиарды лет назад.

      Реликтовый  фон дает сведения об эпохе отделения  излучения от вещества, так как  именно в это время электромагнитные колебания получили возможность  свободно распространяться. Попытки наблюдения более ранней Вселенной напоминали бы попытки разглядеть что-либо в плотном тумане. Здесь речь идет, разумеется, о наблюдениях с помощью электромагнитных волн.

      Что же говорит нам реликтовый фон о поле отделения излучения от вещества? Основной результат наблюдения состоит в том, что фоновое излучение однородно. В каком бы участке неба мы ни производили измерения свойств реликтового излучения, результат будет один и тот же. Но это означает, что и вещество в эпоху отделения было также очень однородным. А тогда мы снова сталкиваемся с противоречием между изначальной однородностью Вселенной и грандиозным разнообразием ее структуры.