«астрономия»
Скачать 1.62 Mb.
|
Другие галактики 1. Открытие других галактик. В начале XX в. было до казано, что некоторые туманные пятна, видимые в телескоп в разных участках неба, находятся вне нашей Галактики и представляют собой другие галактики, каждая из которых, подобно нашей, состоит из многих миллиардов звезд. Огром ные расстояния, отделяющие Солнечную систему от этих миров, почти лишают нас возможности видеть их невоору женным глазом. Зато телескоп раскрывает перед человеком поистине глубины Вселенной: крупнейшим современным те лескопам доступна область Вселенной, в которой находятся миллиарды галактик. Исследованием мира галактик зани мается внегалактическая астрономия. Подобно физике эле ментарных частиц, проникающей в тайны невидимого ми кромира, внегалактическая астрономия изучает разнообраз ные, очень далекие от нас, не видимые невооруженным гла зом космические объекты безграничного мегамира, непре рывно расширяя наши представления о Вселенной. 2*. Определение размеров, расстояний и масс галактик. Один из методов определения расстояния до галактик основан на определении видимых и абсолютных звездных величин цефеид, новых и сверхновых звезд, открываемых в других галактиках. По формуле (41) можно вычислить расстояние до тех галактик, в которых обнаружены цефе иды, новые и сверхновые звезды. Обозначив расстояние до галактики через г, линей ный диаметр — О, угловой диаметр — а", легко вывести следующую формулу для определения диаметра галак тики Линейный диаметр Туманности Андромеды, не менее 40 кпк, т. е. превышает диаметр нашей Галактики. Смещение спектральных линий, наблюдаемое в различ ных частях какой-нибудь близкой к нам галактики, свиде тельствует о том, что галактики вращаются. Если область галактики, расположенная на окраине (на расстоянии К от ее центра), имеет линейную скорость вращения υ, то центростремительное ускорение этой области будет υ2/R. Приравняем его к гравитационному ускорению, получаемому из закона всемирного тяготения GM/R2, где М – масса ядра галактики: GM/R2=υ2/R, Отсюда найдём массу ядра галактики: М=Rυ2/G. (52) Масса всей галактики на один-два порядка больше массы ее ядра. Например, масса ядра галактики в созвездии Андромеды порядка 1040 кг (примерно 1010 масс Солнца), а всей галактики — примерно в 100 раз больше (такова же примерно и масса нашей Галактики). 3. Многообразие галактик. Мир галактик поражает своим разнообразием. Галактики резко отличаются разме рами, числом входящих в них звезд, светимостями, внеш ним видом. Они обозначаются номерами, под которыми их вносят в каталоги. Одни и те же галактики фигурируют в разных каталогах под разными номерами. Например, М 31, М 82 (каталог Мессье) или NGC224, NGC 3034. По внешнему виду галактики условно разделены на три основных типа: эллиптические, спиральные и неправиль ные. Пространственная форма эллиптических галактик — эл липсоиды с разной степенью сжатия. Среди эллипти ческих галактик встречаются гигантские и карликовые. Почти четверть всех изученных галактик относится к эл липтическим. Это наиболее простые по структуре галактики. Распределение звезд в них равномерно убывает от центра, пыли и газа почти нет. Самые яркие звезды — красные ги ганты. Спиральные галактики — самый многочисленный тип галактик. К нему относятся наша Га лактика и гигантская Туманность Андромеды (М 31 или NGC 224, рис. 97), удаленная от нас примерно на 2,5 млн св. лет. Это одна из немногих галактик, видимых невоору женным глазом. Массы спиральных галактик — порядка 109—1012 масс Солнца. Ближайшая к нам галактика М 31 не только красива, но и опасна. Через несколько миллиар дов лет она может столкнуться с Галактикой... Неправильные галактики не имеют центральных ядер и не обнаруживают закономерностей в своем строении. Жители Южного полушария Земли могут невооруженным глазом видеть две неправильные галактики — Большое и Малое Магеллановы Облака, являющиеся спутниками на шей Галактики. Они находятся сравнительно неда леко от нас, на расстоянии всего лишь в полтора раза боль шем диаметра Галактики. Магеллановы Облака значительно меньше нашей Галактики по массе и размерам. Изучение Магеллановых Облаков позволяет получить ценнейшие сведе ния о звездах, звездных скоплениях и диффузной материи. Вспомните, например, об открытии сверхновой звезды в Большом Магеллановом Облаке. Нередко встречаются и другие виды галактик, которые по своим свойствам отличаются от эллиптических, спираль ных и неправильных. Таковы, например, взаимодей ствующие галактики. Они обычно находятся на не больших расстояниях друг от друга, связаны «мостами» из светящейся материи, иногда как бы пронизывают одна другую.
Другой известный источник радиоизлучения — шаровая галактика NGC 5128 в созвездии Центавра (рис. 100). На фотографии этой галактики четко выделяются огромные об лака темной пылевой материи, которые как бы разделяют галактику на две части. В одной из ближайших к нам радиогалактик (Дева А; М 87 или NGC 4486) хорошо видна газовая струя, устрем ленная из ядра. Длина струи достигает несколь ких тысяч световых лет, внутри нее заметны отдельные сгу щения. Еще недавно считалось, что самые грандиозные проявле ния взрывных процессов — вспышки сверхновых. Однако при взрывах в ядрах галактик выделяется во много раз больше энергии. Наблюдаемая активность ядер галактик проявляется в следующих основных формах: непрерывное истечение потоков вещества; выбросы сгустков газа и обла ков газа с массой в миллионы солнечных масс; нетепловое (т. е. не связанное с нагреванием) радиоизлучение из около ядерной области; взрывы, превращающие галактику в ра диогалактику. Причина активности ядер галактик пока не выяснена. На протяжении многих лет активность ядер га лактик в нашей стране исследовали академик В. А. Амбар-цумян (1908—1996) и его ученики. 5. Квазары. Радионаблюдения привели в 1963 г. к от крытию удивительных звездоподобных источников радиоиз лучения. Они были названы квазарами. Сейчас их открыто более тысячи. Самый яркий квазар, имеющий обо значение ЗС 273 (ЗС — сокращенное название третьего Кем бриджского каталога радиоисточников), виден как звезда 12,6т. В действительности этот квазар, находящийся от нас на расстоянии около 3 млрд. св. лет, излучает больше энер гии в оптическом диапазоне, чем самые яркие галактики. Светимость этого квазара в 500 раз превосходит светимость галактики в Андромеде. В радиодиапазоне мощность излуче ния ЗС 273 сравнима с радиоизлучением Лебедя А. Кроме того, этот квазар оказался одним из самых мощных источ ников рентгеновского излучения. Сравнивая между собой старые фотографии участка звездного неба, полученные в то время, когда эта «слабая звезда» ничем не привлекала к себе внимание, обнаружили, что блеск квазара не оста вался постоянным. Это позволило оценить размеры квазара. Они не превышают одного светового года. Следовательно, квазар, по крайней мере, больше обычных звезд, но гораздо меньше, например, нашей Галактики. Квазары не похожи на обычные звезды и своими мас сами. Вычисления показывают, что массы квазаров дости гают многих миллионов солнечных масс. Чтобы вызвать и длительное время поддерживать сверхмощное излучение ква-заров, требуется энергия, которую не может обеспечить ни один из известных ныне источников, включая термоядерный синтез. Свет и радиоизлучение от самых далеких из извест ных ныне квазаров идет к нам более 10 млрд. лет. Скорее всего квазары — это исключительно активные ядра очень далеких галактик. Метагалактика 1. Системы галактик и крупномасштабная структура Все ленной. Галактики, подобно звездам, наблюдаются груп пами. Например, нашу Галактику, Магеллановы Облака и еще около 20 небольших спутников нашей Галактики можно рассматривать как кратную систему. Крат ной оказалась и Туманность Андромеды, окруженная не сколькими эллиптическими галактиками-спутниками. неболшую систему, так содержащие сотни и ты- Наша Галактика и Туманность Андромеды входят в Местную группу (систему) галактик, размеры которой достигают сотен тысяч парсек. Местная группа представляет собой сравнительно как существуют скопления, сячи галактик. Ближайшее к нам скопление галактик находится в со звездии Девы и насчитывает сотни крупных галактик. Рас стояние до него порядка 20 Мпк, это система диаметром более 6 Мпк. Крупные скопления галактик находятся в со звездиях Волосы Вероники, Северная Корона, Геркулес и др. Не входят ли скопления в состав еще больших систем? Данные внегалактической астрономии указывают на то, что, возможно, существует Местное сверхскопление галактик, на считывающее примерно 10 тыс. галактик и имеющее диа метр около 50 Мпк. В его центре расположено скопление галактик в созвездии Девы. Открыто несколько десятков других сверхскоплений (два ближайших находятся от нас на расстоянии 100 Мпк). Таким образом, Вселенной на самых разных уровнях присуща структурность: от ядер атомов до гигантских сверхскоплений галактик. В конце 70-х гг. XX в. астрономы обнаружили, что галактики в сверхскоплениях распределены не равномерно, а сосредоточены вблизи границ ячеек, внутри которых галактик почти нет. Теоретически предвидели возможность такого распределения галактик, а потому открытие не было неожиданным. Следовательно, согласно современным пред ставлениям, для Вселенной характерна ячеистая (иногда говорят сетчатая, или пористая) структура, которую можно видеть на специально обработанных фотографиях участков звездного неба. Она напоминает «паутинную сет ку». Вообразим себе достаточно большую «сеть», содержащую множество ячеек. Если не обращать внимания на индивиду альные особенности каждой отдельно взятой ячейки, то в больших масштабах ее различные части выглядят сходным образом. Мы рассматривали картину распределений сверхскопле ний галактик в проекции на небесную сферу. А каково их пространственное распределение? Оказывается, «пустоты» существуют не только внутри ячеек. Недавно они обнару жены (и названы «черными областями») при исследовании распределения галактик в пространстве: найдены огромные объемы пространства (порядка миллиона кубических мега-парсек), в которых галактик пока не обнаружено. В свете этих открытий пространственной моделью струк туры Вселенной может служить кусок пемзы. В целом она однородна, хотя в небольших выделенных объемах пемза неоднородна (в ней есть вещество и пузырьки воздуха). Так и во Вселенной: в небольших масштабах, например в масштабах Солнечной системы или Галактики, вещество распределено явно неравномерно, но в масштабах сверх скоплений галактик вещество распределено практически равномерно. Итак, в крупномасштабной структуре Вселен ной не существует каких-либо особых, чем-то выделяющих ся мест или направлений, поэтому в больших масштабах (более 100—200 Мпк) Вселенную можно считать не только однородной, но и изотропной. 2. Метагалактика и ее расширение. Вся охваченная со временными методами астрономических наблюдений часть Вселенной называется Метагалактикой (или нашей Вселенной). В Метагалактике пространство между галакти ками заполнено чрезвычайно разреженным межгалактичес ким газом, пронизывается космическими лучами, в нем су ществуют гравитационные и электромагнитные поля, а возможно, и невидимые массы вещества (не только «обыч ного», но и, например, состоящего из нейтрино). От наиболее удаленных метагалактических объектов свет идет до нас миллиарды лет. И все-таки нет оснований отож дествлять Метагалактику со «всей Вселенной». В принципе возможно существование других, пока неизвестных нам ме тагалактик. В 1929 г. американский астроном Э. Хаббл открыл за мечательную закономерность: линии в спектрах подавляю щего большинства галактик смещены к красному концу, причем смещение тем больше, чем дальше от нас находится галактика. Это интересное явление называется красным смещением. Объяснив красное смещение эффектом Доплера, ученые пришли к выводу о том, что расстояние между нашей и другими галактиками непрерывно увеличивается. Конечно, галактики не разлетаются во все стороны от нашей Галак тики, которая не занимает никакого особого положения в Метагалактике, а происходит взаимное удаление всех галак тик. Это означает, что наблюдатель, находящийся в любой галактике, мог бы, подобно нам, обнаружить красное сме щение, ему казалось бы, что от него удаляются все галак тики. Таким образом, Метагалактика нестационарна. Открытие расширения Метагалактики свидетельствует о том, что Метагалактика в прошлом была не такой, как сей час, и иной станет в будущем, т. е. Метагалактика эволю ционирует. По красному смещению определены скорости удаления галактик. У многих галактик они очень велики, соизме римы со скоростью света. Самыми большими скоростями, иногда превышающими 250 000 км/с, обладают некоторые квазары, считающиеся самыми удаленными от нас объек тами Метагалактики. Закон, согласно которому красное смещение (а значит, и скорость удаления галактик!) возрастает пропорционально расстоянию от галактик (закон Хаббла), можно за писать в виде: υ = Нr, гдеυ — лучевая скорость галактики; г — расстояние до нее; Н — постоянная Хаббла (НиЬЫе), точнее параметр Хаббла. По современным оценкам, значение Н заключено в пре делах 50 км/(с∙Мпк) < Н < 100 км/(с∙Мпк). Следовательно, наблюдаемый темп расширения Метагалактики таков, что галактики, разделенные расстоянием 1 Мпк (3,08 • 1019 км), удаляются друг от друга со скоростью от 50 до 100 км/с. Если скорость удаления галактики определена по формуле (44), то формула (53) дает возможность вычислить рассто яние до далеких галактик. Наиболее вероятное значение параметра Хаббла Н = 70 км/(с∙Мпк). Пример. На каком расстоянии от нас находится га лактика, имеющая скорость удаления 1,5-104км/с? Закон Хаббла наиболее точно выполняется для далеких галактик (и их скоплений), разделенных расстояниями 100—300 Мпк. Отклонения от этого закона наблюдаются прежде всего у относительно близких к нам галактик, у которых, как и у наиболее близких к нам звезд, весьма ощу тимы индивидуальные движения внутри скоплений галак тик. Кроме того, закон Хаббла нельзя считать точным для очень далеких внегалактических объектов, например кваза ров, у которых v > 100 000 км/с. Итак, мы живем в расширяющейся Метагалактике Это явление имеет свои особенности. Например, системы, подобные нашей Солнечной системе, кратным си стемам звезд или даже отдельным галактикам, в расшире нии Метагалактики не участвуют (этому препятствуют силы тяготения, действующие между Солнцем и планетами, звез дами в кратных системах или между звездами, входящими в состав галактик). Следовательно, расширение Метагалак тики проявляется только на уровне скоплений и сверх скоплений галактик, т. е. систем, элементами которых яв ляются галактики. Галактики в скоплениях иногда сравни вают с атомами нагреваемого вещества. При нагревании объем вещества увеличивается, возрастает расстояние между атомами, что, конечно, не отражается на размерах самих атомов. О другой особенности расширения Метагалактики вы уже знаете. Она заключается в том, что не существует цен тра, от которого разбегаются галактики. Расширения Метагалактики не только подтверждают на блюдения (оптические и радиоастрономические), но и были предсказаны теорией. В России в 1922 г., за несколько лет до открытия Хаббла, А А Фридман (1888—1925), основыва ясь на теории относительности А Эйнштейна (1879—1955), показал, что геометрические свойства Вселенной должны изменяться, т. е. расстояния между галактиками не могут ос таваться постоянными. Открытие Хаббла, как вы знаете, сви детельствует о расширении Метагалактики. Если допустить, что в прошлом расширение Метагалак тики происходило таким же темпом, что и сейчас, то можно рассчитать, когда началось расширение. Так как лю бые две галактики, отстоящие друг от друга на 1 Мпк, уда ляются со скоростью 50—100км/с, то 1/H — величина, обрат ная постоянной Хаббла, — дает нам представление о проме жутке времени от начала расширения Метагалактики. Этот промежуток времени (это и есть возраст нашей Вселенной), по новейшим данным, составляет 13,7 млрд лет. Расширение Метагалактики — самое грандиозное из из вестных в настоящее время явлений природы. Правильное его истолкование имеет исключительно большое мировоз зренческое значение. Не случайно в объяснении причины этого явления резко проявилось коренное отличие философ ских взглядов ученых. Некоторые из них, отождествляя Ме тагалактику со всей Вселенной, пытаются доказать, что рас ширение Метагалактики подтверждает религиозное представ ление о сверхъестественном, божественном происхождении Вселенной. Однако во Вселенной известны естественные про цессы, которые в прошлом могли вызвать наблюдаемое рас ширение. По всей вероятности, это взрывы. Их масштабы поражают нас уже при изучении отдельных видов галактик. Можно представить, что расширение Метагалактики также началось с явления, напоминающего колоссальный взрыв вещества («Большой взрыв»), обладавшего огромной температурой и плотностью. Астрономические каталоги и звездные карты Экваториальные координаты светил, полученные непосредственно из наблюдений и исправленные за рефракцию, называются видимыми. Если из видимых координат исключить влияние аберрации света, то получим истинные координаты. И наконец, если из истинных координат исключить влияние нутации, то получим средние экваториальные координаты светила в момент наблюдения. Средние экваториальные координаты светила можно вычислить и для любого другого момента, если учесть влияние прецессии. Средние экваториальные координаты звезд, отнесенные к началу какого-нибудь года, заносятся в списки, которые называются каталогами положений или звездными каталогами. Начало года, для которого даны средние координаты звезд, называется равноденствием каталога. Каталоги положений делятся на абсолютные (полученные из абсолютных наблюдений) и относительные (полученные дифференциальным методом). В абсолютных и относительных каталогах, кроме экваториальных координат, обязательно указывается средняя дата наблюденй каждой звезды (эпоха наблюдений). На основании абсолютных и относительных каталогов, полученных в разные эпохи, составляются фундаментальные каталоги положений звезд. В этих каталогах, кроме экваториальных координат, для каждой звезды даются собственное движение ma , md и другие характеристики звезды, а также прецессионные величины. Фундаментальные каталоги и являются фундаментальной системой отсчета в астрономии. Наиболее обширным из фундаментальных каталогов является “Общий каталог” Босса (сокращенно GC), опубликованный в 1937 г. и содержащий положения и собственные движения 33 342 звезд. Наиболее точные координаты и собственные движения 1532 звезд содержатся в четвертом фундаментальном каталоге Астрономического общества (сокращенно FK4). Все данные астрономических ежегодников вычисляются на основе этого каталога. Кроме точных каталогов положений, составляются так называемые “обозрения неба”, содержащие приближенные значения координат звезд. Основное назначение этих каталогов — облегчить отождествление перечисленных в них звезд при наблюдениях и при исследованиях фотографий звездного неба. Иногда такие каталоги публикуются в виде звездных карт. Наиболее известно “Боннское обозрение” (сокращенно BD), составленное в 1859-1887 гг. и содержащее приближенные координаты 324 000 звезд до 10-11 звездной величины, имеющих склонение в пределах от + 90° до —23°. Продолжением BD для южного полушария неба являются Капское фотографическое обозрение (CPD) и Кордовское обозрение (CD или CoD). Кроме звездных каталогов, имеются каталоги других небесных объектов. Так, каталог Мессье (1784 г.) содержит сведения о 108 туманностях и звездных скоплениях. Общепринятый сейчас “Новый общий каталог туманностей и звездных скоплений” (сокращенно NGC), составленный Дрейером и изданный в 1888 г., содержит сведения о 7840 объектах, а два дополнения к нему (IC и IC II) содержат сведения о 5386 объектах. Существуют также каталоги, содержащие сведения о параллаксах, лучевых скоростях, звездных величинах и спектральных характерстиках звезд. |
Похожие:
 | Рабочая программа по предмету «Астрономия» «Астрономия 11 класс», Е. П. Левитан, 2000г. Календарно-тематический план ориентирован на использование базового учебника «Астрономия... | | Информационно-исследовательский проект «Волшебная астрономия» Астрономия влечет молодежь глубиной и загадочностью космоса, возможностью собственными глазами наблюдать удивительный мир небесных... |
 | Конкурс Учащихся 1 7-х классов «Первые шаги в науку» Секция астрономия Солнце Астрономия влечет молодежь глубиной и загадочностью космоса, возможностью собственными глазами наблюдать удивительный мир небесных... | | Рабочая программа учебной дисциплины бз. В. 12 «Астрономия» Программа предназначена для построения курса лекционных и лабораторных занятий для студентов направления «Педагогическое образование»... |
| Программа вступительных экзаменов в аспирантуру Укрупненная группа... ... | | Тема : Атмосферы планет земной группы Оборудование: Энциклопедия «Аванта» Астрономия (три штуки), Журнал «Древо познания» ( три штуки), учебник астрономия 11 (три штуки),... |
| Программа элективного курса для учащихся 11-х классов по физике. Физика и астрономия Образовательная программа предназначена для 11 класса муниципальной средней общеобразовательной школы. Основная задача программы... | | Программа дисциплины опд. Р. 04 «Астрономия» Программа предназначена для построения курса лекционных и практических занятий для студентов направления Физико-математическое образование... |
| Английский язык 2 астрономия 5 биология | | Ктп рабочей программы рассчитано на 1 час в неделю и ориентирована... Ктп рабочей программы рассчитано на 1 час в неделю и ориентирована на использование учебника «Астрономия 11 класс», Е. П. Левитан,... |
| Программа курсов повышения квалификации «Астрономия в современной... | | Рефератов по дисциплине «Астрономия» Свет, озаривший Вселенную. (Образование Вселенной, молодая Вселенная, реликтовое излучение) |
| Программа дисциплины дисциплина Астрономия и навигация Федеральным государственным образовательным стандартом высшего профессионального образования по | | Учебное пособие для обучающихся в спбгу по направлениям астрономия,... Учебное пособие для обучающихся в спбгу по направлениям астрономия, информатика, математика, механика, прикладная математика, физика,... |
| Реферат Отчет 38 стр Ключевые слова: космология, внегалактическая астрономия, звезды, межзвездная среда, активные ядра | | Реферат Отчет 17 стр Ключевые слова: космология, внегалактическая астрономия, звезды, межзвездная среда, активные ядра |
