јстроном≥¤, ав≥ац≥¤, космонавтика > ≤нш≥ зор¤н≥ системи - галактики

≤нш≥ зор¤н≥ системи - галактики

1. ќсновн≥ характеристики галактик. ¬. √ершель у XVIII ст. в≥дкрив ≥ вн≥с до каталог≥в тис¤ч≥ туманних пл¤м (туманностей), що спостер≥гаютьс¤ на неб≥. ” багатьох з них згодом було ви¤влено сп≥ральну структуру.

јмериканський астроном ≈. ’аббл (1889Ч1953) зробив фотограф≥њ туманност≥ в суз≥р'њ јндромеди, на ¤ких було видно, що ц¤ туманна пл¤ма складаЇтьс¤ з безл≥ч≥ з≥р (мал. 93). ¬≥н ви¤вив серед них розс≥¤н≥ й кульов≥ скупченн¤, нов≥ зор≥ й цефењди. ¬изначивши пер≥оди зм≥нност≥ й видиму зор¤ну величину цефењд, ’аббл д≥йшов висновку, що вони знаход¤тьс¤ дуже далеко за межами нашоњ √алактики.

«наючи в≥дстань до туманност≥ та њњ кутов≥ розм≥ри, легко обчислити њњ д≥аметр у л≥н≥йних одиниц¤х (див. І 12.4, мал. 34).

¬и¤вилось, що сп≥ральна туманн≥сть у суз≥р'њ јндромеди Ч величезна зор¤на система, приблизно така сама, ¤к ≥ наша √алактика. ћи знаЇмо тепер, що в≥дстань до нењ 2 млн. св≥тлових рок≥в. ” н≥й Ї газопилов≥ туманност≥, ¤к ≥ в наш≥й √алактиц≥. ќск≥льки галактику в суз≥р'њ јндромеди ми бачимо п≥д великим кутом до њњ ос≥, то вона маЇ довгасту форму. √алактика в су≠з≥р'њ “рикутника також сп≥ральна, вона менше нахилена до промен¤ ≥ тому маЇ ≥нший вигл¤д (мал. 94)

јстрономи знайшли величезну к≥льк≥сть г≥гантських зор¤них систем за межами нашоњ √алактики, дали њм загальну назву галактик1 на в≥дм≥ну в≥д нашоњ √алактики.

’аббл з'¤сував, що в спектрах галактик, в≥дстан≥ до ¤ких були оц≥нен≥ за видимою яскрав≥стю њхн≥х най¤скрав≥ших з≥р, л≥н≥њ зм≥щен≥ до червоного к≥нц¤ спектра. ÷е червоне зм≥щенн¤ зростаЇ пропорц≥йно в≥дстан≥ до галактики (мал. 95). «а ефек≠том ƒоплера (див. І 14.3) червоне зм≥щенн¤ означаЇ в≥ддаленн¤ джерела в≥д спостер≥гача. Ўвидк≥сть в≥ддаленн¤ пропорц≥йна зм≥щенню ≥, отже, в≥дстан≥. —постережувана пропорц≥йн≥сть м≥ж в≥дстанню ќ до галактик ≥ швидк≥стю V називаЇтьс¤ законом X а б б л а:

u = HD

 оеф≥ц≥Їнт пропорц≥йност≥ я називають†† сталою†† X а б б л а.

ћал. 94. —п≥ральна галактика ћ 33 в суз≥р'њ “рикутника, видима майже пла≠зом, њњ най¤скрав≥≠ш≥ зор≥ в сп≥ральних в≥тках розм≥шен≥ менш скупчене, н≥ж у ћ 31, ≥ тому по≠м≥тн≥ш≥.

ƒоведено,† що величина сталоњ ’аббла'† Ќ становить приблизно 100† †, тобто на кожний м≥льйон парсек≥в швидк≥сть в≥д-с Х ћпк

даленн¤ зростаЇ на 100 км/с. “ому в≥дстань до далекоњ галактики можна визначити за величиною червоного зм≥щенн¤ л≥н≥й у њњ спектр≥:

де u Ч швидк≥сть, визначена за червоним зм≥щенн¤м. якщо, наприклад, зсув л≥н≥њ спектра в≥дпов≥даЇ 10000 км/с, то до галактики 100 ћпк. ÷ей спос≥б використовують тод≥, коли в дале≠ких галактиках цефењд або нав≥ть ¤скравих надг≥гант≥в не видно.

1 «наченн¤ ц≥Їњ величини ще уточнюЇтьс¤.

«а своњм зовн≥шн≥м вигл¤дом галактики под≥л¤ють на с п ≥-альн≥, неправильн≥ й ел≥птичн≥. Ѕ≥льш≥сть спосте≠режуваних галактик сп≥ральн≥. Ќаша √алактика й галактика суз≥р'њ јндромеди належать до сп≥ральних галактик дуж≥-¬еликого розм≥ру. ”с≥ сп≥ральн≥ галактики обертаютьс¤ з пер≥одами  ≥лька сотень м≥льйон≥в рок≥в. ћаси њх становл¤ть 1010Ч1011 мас —онц¤.

95. „ервоне зм≥щенн¤ у спектрах галактик зростаЇ ≥з зб≥льшенн¤м в≥д-тан≥ до них (на фотограф≥њ спектра найпом≥тн≥ш≥ дв≥ головн≥ л≥н≥њ вбиранн¤ он≥зованого кальц≥ю). Ўирина спектра залежить в≥д видимого розм≥ру ≥ ¤скра--чгг≥ галактики. яскрав≥ л≥н≥њ Ч спектр земного джерела св≥тла.

¬≥тки сп≥ральних галактик, ¤к ≥ в нашоњ √алактики, скла≠даютьс¤ з гар¤чих з≥р, цефењд, надг≥гант≥в, розс≥¤них зор¤них скупчень ≥ газових, туманностей. √алактики випром≥нюють рад≥о≠хвил≥. –ад≥овипром≥нюванн¤ йде в≥д нейтрального водню на дов≠жин≥ хвил≥ 21 см, а такбж в≥д ≥он≥зованого гар¤чого водню в св≥тлих туманност¤х. Ќейтрального водню в галактиках Ч до 10 % њхньоњ маси. ™ в них ≥ пил. …ого особливо добре пом≥тно в тих галактиках, ¤к≥ повернут≥ до нас ребром, тому схож≥ на веретено або сочевицю (мал. 96). ¬здовж екватор≥альноњ площини в них проходить темна смуга Ч скупченн¤ пилових, туманностей.

ѕ≥д .час експедиц≥њ ћагеллана в XVI ст. дв≥ велик≥ зор¤н≥ хмари, ¤к≥ спостер≥гали в п≥вденн≥й п≥вкул≥ неба, назвали ¬еликою ≥ ћалою ћагеллановими ’марами (мал. 97). ÷≥ галактики через њхн≥й безформний вигл¤д в≥днос¤ть до типу неправильних. ¬они Ї супутниками нашоњ √алактики. ¬≥дстань до них близько 150 000 св≥тлових рок≥в, њхн≥й зор¤ний склад такий самий, ¤к ≥ в≥ток сп≥ральних галактик, а ¤дра не≠маЇ. Ќеправильн≥ галактики (мал. 98, а) значно менш≥ в≥д сп≥ральних ≥ зустр≥чаютьс¤ р≥дко.

†

≈л≥птичн≥ галактики спостер≥≠гаютьс¤ часто. «а вигл¤дом вони схож≥ на кульов≥ зор¤н≥ скупчен≠н¤ (мал. 98, б), але значно б≥ль≠ш≥ за них розм≥рами. ¬они обер≠таютьс¤ дуже пов≥льно й тому мало сплющен≥ на в≥дм≥ну в≥д сп≥ральних галактик, ¤к≥ швидко обертаютьс¤ (мал. 98, в). ≈л≥п≠тичн≥ галактики не мають н≥ з≥р-надг≥гант≥в, н≥ темних або св≥т≠лих дифузних туманностей.

—в≥тност≥ галактик р≥зноман≥тн≥. ” г≥гантських галактик абсолютна зор¤на величина близько Ч 21. ≤с≠нують в тис¤ч≥ раз≥в слабш≥ галак-тики-карлики з абсолютною зор¤≠ною величиною близько Ч 13.

јкадем≥к ¬. ј. јмбарцум¤н першим показав, що в централь≠них област¤х багатьох сп≥ральних ≥ ел≥птичних галактик Ч њхн≥х ¤д≠рах Ч в≥дбуваютьс¤ вибухопод≥б≠н≥ ¤вища, ¤к≥ супровод¤тьс¤ ви≠д≥ленн¤м дуже великоњ к≥лькост≥ енерг≥њ.

ѕотужне рентген≥вське випро≠м≥нюванн¤ де¤ких галактичних ¤дер е важливим св≥дченн¤м њх≠ньоњ високоњ активност≥. ¬. ј. јм≠барцум¤н висунув також припу≠щенн¤, що галактики утворилис¤ з ¤коњсь надгустоњ Ђдозор¤но'њ ре≠човиниї. Ќа його думку, вона здатна самов≥льно дробитис¤ й утворюЇ галактики, њхн≥ ¤дра дро≠билис¤, породжуючи асоц≥ац≥њ Ђдозор¤них т≥лї, а т≥, дробл¤чись, породжують ≥ зор≥, ≥ дифузну мате≠р≥ю. √алактики з активними ¤д≠рами, з ¤кими пов'¤зане потужне рад≥овипром≥нюванн¤ ≥ з ¤ких ви≠кидаютьс¤ велик≥ маси газу, в рам≠ках цього припущенн¤ вважають молодими.

Ѕ≥льш≥сть учених додержують докладн≥ше розробленоњ г≥по≠тези про те, що зор≥ й галактики виникали з воднево-гел≥евого середовища внасл≥док його розпаду на окрем≥ хмари. ѕот≥м ц≥ хмари стискалис¤ п≥д д≥Їю т¤ж≥нн¤. ѕроцес утворенн¤ з≥р у кульо≠вих скупченн¤х та ел≥птичних галактиках давно зак≥нчивс¤, њхн≥ зор≥ найстар≥ш≥. ¬ сп≥ральних ≥ неправильних галактиках зоре-утворенн¤ триваЇ.

ѕриклад† розв'¤зуванн¤† задач≥

«адача. ” галактиц≥ з червоним зм≥щенн¤м л≥н≥й у спектр≥ 2000 км/с спалахнула наднова зор¤, њњ ¤скрав≥сть у максимум≥ в≥дпов≥дала 18-й видим≥й зор¤н≥й величин≥. як≥ њњ абсолютна зор¤на величина ≥ св≥тн≥сть?

2. –ад≥огалактики ≥ квазари. ƒе¤к≥ галактики вид≥л¤ютьс¤ серед ≥нших особливо потужним синхротронним рад≥овипром≥ню≠ванн¤м, що виникаЇ при взаЇмод≥њ дуже швидких електрон≥в з магн≥тним полем, њх назвали рад≥огалактиками. Ќайчаст≥ше в них два осередки рад≥овипром≥нюванн¤, розм≥щен≥ по обидва боки в≥д галактики. ¬они виникли в результат≥ активност≥ ¤дер галактик, ¤к≥ викидають у протилежн≥ боки швидк≥ потоки ре≠човини.

Ќа м≥сц≥ де¤ких рад≥оджерел на неб≥ ви¤вили об'Їкти, що не в≥др≥зн¤ютьс¤ на фотограф≥¤х в≥д дуже слабких з≥р. як показали особливост≥ випром≥нюванн¤ цих об'Їкт≥в, вони не можуть бути зор¤ми. ” њхньому спектр≥ Ї ¤скрав≥ л≥н≥њ ≥з значним червоним зм≥щенн¤м. ” де¤ких випадках це л≥н≥њ, що звичайно спосте≠р≥гаютьс¤ в ультраф≥олетов≥й д≥л¤нц≥ спектра ≥ зм≥щен≥ в його видиму частину. „ервоне зм≥щенн¤ њх наст≥льки велике, що йому в≥дпов≥дають в≥дстан≥ в м≥ль¤рди св≥тлових рок≥в. «азначен≥ об'Їкти, назван≥ кваз≥зор¤ними (зорепод≥бними) джерела≠ми рад≥овипром≥нюванн¤ або квазарами, Ї найдальшими небесними т≥лами, в≥дстан≥ до ¤ких удалос¤ визначити. Ќай¤скра≠в≥ший з квазар≥в маЇ вигл¤д зор≥ 13-њ зор¤ноњ величини, але за св≥тн≥стю де¤к≥ квазари в сотн≥ раз≥в ¤скрав≥ш≥ в≥д г≥гантських галактик. «алишаЇтьс¤ незрозум≥лим походженн¤ колосальних поток≥в енерг≥њ, випром≥нюваноњ ними у вигл¤д≥ св≥тла та у вигл¤д≥ рад≥охвиль. —постереженн¤ показують, що за своЇю природою квазари схож≥ на активн≥ ¤дра галактик ≥, мабуть, Ї ¤драми дуже далеких зор¤них систем.

1

Ќазва: ≤нш≥ зор¤н≥ системи - галактики
ƒата публ≥кац≥њ: 2004-12-27 (940 прочитано)