Visatos sandara ir gyvybė. Bendroji astronomija
65.Žvaigždžių pasiskirstymas galaktikoje. Klasteriai. Bendra galaktikos struktūra.
formos pabaiga formos pradžia Žinant atstumus iki žvaigždžių, galime priartėti prie jų pasiskirstymo erdvėje, taigi ir Galaktikos sandaros, tyrimo. Siekiant apibūdinti žvaigždžių skaičių skirtingose Galaktikos vietose, įvedama žvaigždžių tankio sąvoka, kuri yra panaši į molekulių koncentracijos sąvoką. Žvaigždžių tankis yra žvaigždžių, esančių erdvės tūrio vienete, skaičius. Tūrio vienetas paprastai laikomas 1 kubiniu parseku. Netoli Saulės žvaigždžių tankis yra apie 0,12 žvaigždžių kubiniame parseke, kitaip tariant, kiekvienos žvaigždės vidutinis tūris viršija 8 ps 3 ; vidutinis atstumas tarp žvaigždžių yra apie 2 ps. Norėdami sužinoti, kaip kinta žvaigždžių tankis skirtingomis kryptimis, suskaičiuokite žvaigždžių skaičių ploto vienete (pavyzdžiui, 1 kvadratiniame laipsnyje) skirtingose dangaus vietose.
Pirmiausia tokiuose skaičiavimuose į akis krenta neįprastai stiprus žvaigždžių koncentracijos padidėjimas artėjant Paukščių Tako juostai, kurios vidurinė linija danguje sudaro didelį apskritimą. Priešingai, artėjant prie šio apskritimo ašigalio, žvaigždžių koncentracija greitai mažėja. Šis faktas jau XVIII amžiaus pabaigoje. leido V. Herscheliui padaryti teisingą išvadą, kad mūsų žvaigždžių sistema turi pailgą formą, o Saulė turi būti netoli šio darinio simetrijos plokštumos formos pabaiga formos pradžia Visos žvaigždės, kurių matomasis dydis yra mažesnis už arba lygūs m, projektuojami į tam tikrą dangaus plotą, yra sferinio sektoriaus viduje, kurio spindulys nustatomas pagal formulę
log r m = 1 + 0,2 (m * M)
formos pabaiga formos pradžia Norint apibūdinti, kiek skirtingo šviesumo žvaigždžių yra tam tikroje erdvės srityje, įvedama šviesumo funkcija j (M), kuri parodo, kokia dalis viso žvaigždžių turi tam tikrą absoliutų dydį, tarkime, , nuo M iki M + 1.
formos pabaiga formos pradžia Galaktikos klasteriai – gravitaciškai susietos sistemos galaktikos, viena didžiausių konstrukcijų visata. Galaktikų spiečių dydis gali siekti 108 šviesmečiai.
Klasteriai paprastai skirstomi į du tipus:
taisyklingi – taisyklingos sferinės formos sankaupos, kuriose elipsės ir lęšinės galaktikos, su aiškiai apibrėžta centrine dalimi. Tokių spiečių centruose yra milžiniškos elipsės formos galaktikos. Įprasto klasterio pavyzdys yra Komos klasteris.
netaisyklingos – spiečiai be apibrėžtos formos, galaktikų skaičiumi prastesni už įprastas. Šios rūšies klasteriuose vyrauja spiralinės galaktikos. Pavyzdys - Mergelės spiečius.
Klasterių masė svyruoja nuo 10 13 iki 10 15 Saulės masė.
Galaktikos struktūra
Žvaigždžių pasiskirstymas Galaktikoje pasižymi dviem išskirtiniais bruožais: pirma, labai didelė žvaigždžių koncentracija galaktikos plokštumoje ir, antra, didelė koncentracija Galaktikos centre. Taigi, jei šalia Saulės, diske, 16 kubinių parsekų yra viena žvaigždė, tai Galaktikos centre yra 10 000 žvaigždžių viename kubiniame parseke. Be padidėjusios žvaigždžių koncentracijos, Galaktikos plokštumoje taip pat yra padidėjusi dulkių ir dujų koncentracija.
Galaktikos matmenys: - Galaktikos disko skersmuo yra apie 30 kpc (100 000 šviesmečių), - storis - apie 1000 šviesmečių.
Saulė yra labai toli nuo galaktikos šerdies – 8 kpc (apie 26 000 šviesmečių) atstumu.
Galaktikos centras yra Šaulio žvaigždyne kryptimi? = 17h46,1m, ? = –28°51′.
Galaktika susideda iš disko, halo ir vainiko. Centrinė, kompaktiškiausia galaktikos sritis vadinama šerdimi. Šerdyje yra didelė žvaigždžių koncentracija, o kiekviename kubiniame parseke yra tūkstančiai žvaigždžių. Jei gyventume planetoje šalia žvaigždės, esančios netoli Galaktikos šerdies, tada danguje būtų matomos dešimtys žvaigždžių, kurių ryškumas prilygsta Mėnulio ryškumui. Įtariama, kad Galaktikos centre yra didžiulė juodoji skylė. Beveik visa tarpžvaigždinės terpės molekulinė medžiaga yra sutelkta galaktikos disko žiedinėje srityje (3–7 kpc); jame yra daugiausia pulsarų, supernovų liekanų ir infraraudonosios spinduliuotės šaltinių. Regimą spinduliuotę iš centrinių Galaktikos regionų nuo mūsų visiškai slepia stori sugeriančios medžiagos sluoksniai.
Galaktikoje yra du pagrindiniai posistemiai (du komponentai), išdėstyti vienas kito viduje ir gravitaciškai sujungti vienas su kitu. Pirmoji vadinama sferine – halo, jos žvaigždės susitelkusios link galaktikos centro, o medžiagos tankis, esantis aukštai galaktikos centre, gana greitai krenta tolstant nuo jos. Centrinė, tankiausia aureolės dalis per kelis tūkstančius šviesmečių nuo Galaktikos centro vadinama iškilumu. Antrasis posistemis yra didžiulis žvaigždžių diskas. Tai atrodo kaip dvi plokštės, sulankstytos kraštuose. Žvaigždžių koncentracija diske yra daug didesnė nei aureole. Disko viduje esančios žvaigždės juda apskritimo trajektorijomis aplink Galaktikos centrą. Saulė yra žvaigždžių diske tarp spiralių.
Galaktikos disko žvaigždės buvo vadinamos I populiacijos tipu, halo žvaigždės – II populiacijos tipu. Diskas, plokščiasis galaktikos komponentas, apima ankstyvųjų O ir B spektrinių tipų žvaigždes, atvirų spiečių žvaigždes ir tamsius dulkėtus ūkus. Aureoles, priešingai, sudaro objektai, atsiradę ankstyvosiose Galaktikos evoliucijos stadijose: rutulinių spiečių žvaigždžių, RR Lyrae tipo žvaigždžių. Žvaigždės su plokščiu komponentu, palyginti su žvaigždėmis su sferiniu komponentu, išsiskiria didesniu sunkiųjų elementų kiekiu. Sferinio komponento gyventojų amžius viršija 12 milijardų metų. Paprastai tai laikoma pačios galaktikos amžiumi.
Palyginti su aureole, diskas sukasi pastebimai greičiau. Skirtingais atstumais nuo centro disko sukimosi greitis nėra vienodas. Apskaičiuota, kad disko masė yra 150 milijardų M. Diske yra spiralinės šakos (rankovės). Jaunos žvaigždės ir žvaigždžių formavimosi centrai yra daugiausia išilgai rankų.
Diskas ir aplinkinė aureolė yra įterpti į vainiką. Šiuo metu manoma, kad „Galaxy“ vainiko dydis yra 10 kartų didesnis nei disko dydis.
Carevas Pavelas
XI mokyklų konferencija
"Išmok mokytis"
Galaktikų sudėtis ir sandara
8 klasės „B“ mokinys
savivaldybės ugdymo įstaiga 44 vidurinė mokykla
Prižiūrėtojas:
Fizikos mokytojas
Murmanskas 2011 m
1. Įvadas
Tema
Tikslas
Aktualumas
Metodai
Užduotys:
1. Įvadas
2. Pagrindinė dalis
2.2. Mūsų galaktikos sudėtis.
2.3. Galaktikų tipai.
2.4. Metagalaktika.
3. Išvada
4.Literatūra
3.Išvada
4. Literatūros sąrašas.
1. Arzumanjanas „Dangus. Žvaigždės. Visata“ M. 1987.
Parsisiųsti:
Peržiūra:
XI mokyklų konferencija
"Išmok mokytis!"
Galaktikų sudėtis ir sandara
8 klasės „B“ mokinys
savivaldybės ugdymo įstaiga 44 vidurinė mokykla
Prižiūrėtojas:
Rubaškina Irina Viačeslavovna
Fizikos mokytojas
Murmanskas 2011 m
1. Įvadas
Šis darbas skirtas galaktikoms. Jis jums pasakys, kad ne tik žvaigždės su planetomis gali sudaryti sistemas, bet ir pačios žvaigždės sudaro aukštesnės klasės sistemas – galaktikas. Sužinosite apie galaktikų sudėtį; kaip pavyzdį apibūdinsiu mūsų galaktiką, vadinamą „Paukščių Taku“. Taip pat papasakosiu apie kitų tipų galaktikas, įskaitant beveik nežinomas metagalaktikas.
Tema
Santraukos tema – galaktikų sudėtis ir struktūra.
Tikslas
Ištirkite galaktikų struktūrą, sudėtį ir jų tipus.
Aktualumas
Ši tema patraukia dėmesį dėl savo svarbos tyrinėjant kosmosą.
Metodai
Publikacijų ir medžiagos iš interneto išteklių teorinė analizė.
Užduotys :
1. Sužinokite, kaip buvo atrasta mūsų galaktika.
2.Ištirkite mūsų galaktikos sandarą.
3. Išplėskite savo supratimą apie galaktikas.
1. Įvadas
2. Pagrindinė dalis
2.1. Kaip buvo atrasta mūsų galaktika.
2.2. Mūsų galaktikos sudėtis.
2.3. Galaktikų tipai.
2.4. Metagalaktika.
3. Išvada
4.Literatūra
2.1. Kaip buvo atrasta mūsų galaktika.
Svarbiausia dangaus kūnų savybė yra jų gebėjimas susijungti į
sistemos. Žemė ir jos palydovas Mėnulis sudaro dviejų kūnų sistemą. Nes
Mėnulio dydis nėra toks mažas, palyginti su Žemės dydžiu, tada kai kurie
astronomai linkę žiūrėti į Žemę ir Mėnulį kaip į dvejetainę sistemą, Jupiterį ir
Saturnas ir jo palydovai yra turtingesnių sistemų pavyzdžiai. Saulė, devyni
planetos su savo palydovais, susidaro daug mažų planetų, kometų ir meteorų
aukštesnės eilės sistema – Saulės sistema.
Ar žvaigždės taip pat sudaro sistemas?
Pirmasis sisteminis šios problemos tyrimas buvo atliktas antrajame
pusės XVIII amžiaus anglų astronomas Williamas Herschelis. Jis gamino įvairiuose
dangaus sritys, jo teleskopo regėjimo lauke stebimų žvaigždžių skaičius.
Paaiškėjo, kad danguje galima nubrėžti didelį apskritimą, įpjaunant visą dangų
dvi dalis ir turinti savybę, kad artėjant prie jo iš bet kurio
pusėje, teleskopo regėjimo lauke matomų žvaigždžių skaičius nuolat didėja ir
ant paties apskritimo jis tampa mažas. Tiesiog palei šį ratą, kuris gavo
galaktikos pusiaujo pavadinimas, Paukščių Takas plinta, juosia dangų
silpnai šviečianti juostelė, suformuota silpnų tolimų žvaigždžių švytėjimo. Herschelis
reiškinį, kurį atrado, teisingai paaiškino tuo, kad mūsų stebėtos žvaigždės
sudaro milžinišką žvaigždžių sistemą, kuri yra išlyginta galaktikos link
pusiaujo.
Ir vis dėlto, nors ir po Herschelio atlikto mūsų žvaigždės struktūros tyrimo
sistemos – galaktikas tyrinėjo žymūs astronomai – V. Struvė, Kapteinas ir
kiti – pati galaktikos, kaip atskiros, egzistavimo idėja
žvaigždžių sistema pasirodė tol, kol buvo atrasti objektai
esantis už galaktikos ribų. Tai atsitiko tik mūsų amžiaus 20-aisiais, kai
paaiškėjo, kad spiralė ir kai kurie kiti ūkai yra
milžiniškų žvaigždžių sistemos, esančios dideliais atstumais nuo mūsų
ir savo struktūra bei dydžiu prilygsta mūsų galaktikai.
Paaiškėjo, kad yra daug kitų žvaigždžių sistemų – galaktikų, labai
įvairios formos ir sudėties, tarp jų yra galaktikų,
labai panašus į mūsų. Ši aplinkybė pasirodė labai svarbi. Yra mūsų
padėtis Galaktikos viduje, viena vertus, palengvina jos tyrinėjimą, kita vertus
kita apsunkina, nes naudingiau tirti sistemos struktūrą
žiūrint ne iš vidaus, o iš išorės.
„Galaxy“ forma primena apvalų, labai suspaustą diską.
2.2. Mūsų galaktikos sudėtis.
Mūsų galaktikoje kiekvienam kubiniam parsekui yra keli
tūkstantis žvaigždžių, t.y. centriniuose Galaktikos regionuose žvaigždžių tankis yra
daug kartų daugiau nei šalia Saulės. Tolstant nuo plokštumos ir ašies
simetrija, žvaigždžių tankis mažėja, o tolstant nuo plokštumos
simetrija mažėja daug greičiau. Todėl jei susitartume
yra viena žvaigždutė 100 ps, tada kūnas, nubrėžtas šia riba, būtų
stipriai suspaustas apvalus diskas. Jei riba laikysime sritį, kurioje žvaigždė
tankis dar mažesnis ir sudaro vieną žvaigždę 10 000 vnt., tada vėl
nubrėžta riba, kūnas bus maždaug tokios pačios formos diskas, bet tik
dideli dydžiai. Todėl visiškai vienareikšmiškai kalbėti apie dydžius neįmanoma.
Galaktikos. Jei mūsų žvaigždžių sistemos ribomis laikysime vietas, kur
viena žvaigždė 1000 kosmoso, tada galaktikos skersmuo
maždaug lygus 30 000 ps, o jo storis yra 2 500 ps. Taigi,
Galaktika tikrai yra labai suspausta sistema: jos skersmuo yra 12 kartų didesnis
storio.
Galaktikos žvaigždžių skaičius yra didžiulis. Šiuolaikiniais duomenimis, jis viršija šimtą milijardų.
Dujų egzistavimą erdvėje tarp žvaigždžių pirmą kartą atrado
tarpžvaigždinių sukeltų sugerties linijų buvimas žvaigždžių spektruose
kalcio ir tarpžvaigždinio natrio. Šie elementai užpildo viską
erdvė tarp stebėtojo ir žvaigždės nėra tiesiogiai
prijungtas.
Po kalcio ir natrio, deguonies, kalio, titano ir
kiti elementai, taip pat kai kurie molekuliniai junginiai: cianidas,
angliavandeniliai ir kt.
Tarpžvaigždinių dujų tankį galima nustatyti pagal jų linijų intensyvumą. Kaip
ir to buvo galima tikėtis, pasirodė labai maža. Tarpžvaigždinio tankis
natrio, pavyzdžiui, netoli Galaktikos plokštumos, kur jis yra tankiausias,
atitinka vieną atomą 100 m erdvės. Ilgą laiką ne
pavyko aptikti tarpžvaigždinį vandenilį, nors jo daugiausiai yra žvaigždėse
dujų. Tai paaiškinama vandenilio atomo fizikinės sandaros ypatumais ir
Galaktikos spinduliuotės lauko prigimtis. Vienas atomas netoli galaktikos plokštumos
vandenilio 2-3 cm erdvės. Tarpžvaigždinės dujos pasiskirsto netolygiai, vietomis susidaro tankūs debesys
dešimtis kartų didesnis nei vidutinis, o vietomis sukuriantis vakuumą. Tolstant nuo
Artėjant galaktikos plokštumai, vidutinis tarpžvaigždinių dujų tankis sparčiai mažėja. Generolas
jo masė galaktikoje yra 0,01–0,02 visos žvaigždžių masės.
Atviri klasteriai yra labai arti simetrijos plokštumos
Galaktikos. Dauguma jų guli beveik tiksliai šioje plokštumoje. Skaičius
kataloguotų atvirų žvaigždžių spiečių viršija šiuo metu
tūkstančio laiko. Tolimi atviri klasteriai yra neatskiriami, jų nepakanka
turtingas žvaigždžių. Tačiau teleskopų pagalba galima santykinai atskirti
šalia esantys atviri klasteriai. Todėl galimų atvirų grupių skaičius
Galaktikos iš tikrųjų yra daug daugiau nei tūkstantis ir yra apytiksliai
30 tūkst. Jei vidutinis žvaigždžių skaičius viename atvirame spiečiuje yra
300 ar šiek tiek daugiau, tada bendras žvaigždžių skaičius, įtrauktas į visas išsibarsčiusias
Galaktikos spiečių yra maždaug dešimt milijonų.
Dar didesnės kolektyvinės Galaktikos narės yra rutulinės žvaigždės
klasteriai. Tai labai turtingos žvaigždžių spiečiai, kurių skaičius yra šimtai tūkstančių,
kartais virš milijono žvaigždžių.
Centriniuose rutulinio spiečiaus regionuose žvaigždės yra labai arti viena kitos.
draugui. Dėl to jų vaizdai susilieja ir galima išskirti tam tikras žvaigždes
tai uždrausta. Tai nereiškia, kad žvaigždės liečiasi viena su kita. Faktiškai
net centriniuose rutulinių spiečių regionuose – atstumai tarp žvaigždžių
didžiulis, palyginti su pačių žvaigždžių dydžiu.
Rutulinių spiečių sudėtis labai skiriasi nuo atvirų spiečių sudėties
klasteriai.
Rutuliniai spiečiai yra tankios sistemos, susidedančios iš daugybės žvaigždžių,
todėl jie ryškiai išsiskiria tarp kitų Galaktikos objektų. Dabar
Nuo tada buvo atrasti 132 rutuliniai spiečiai, kurie yra mūsų galaktikos dalis.
Tikimasi, kad bus atidaryta dar keletas.
Visas rutulinių spiečių rinkinys sudaro savotišką sferinę sistemą
supančių Galaktiką ir tuo pačiu skverbiantis į Galaktiką.
Dėl to, kad rutuliniai spiečiai išsidėstę simetriškai išilgai
santykis su Galaktikos centru, o Saulė yra toli nuo jo, beveik visa
rutuliniai spiečiai turėtų būti stebimi vienoje dangaus pusėje, toje, kurioje
yra galaktikos centras.
Jei kiekvienoje iš žinomų rutulinių grupių yra vidutiniškai šiek tiek mažiau
milijono žvaigždžių, tada bendras žvaigždžių skaičius rutuliniuose spiečių bus apie 100
milijonas Tai tik viena tūkstantoji visų Galaktikos žvaigždžių.
Yra dar vienas Galaktikos narių tipas – vadinamosios žvaigždžių asociacijos.
Juos atrado akademikas V.A. Ambartsumyan, kuris tai atrado
karščiausios milžiniškos žvaigždės išsidėsčiusios danguje tarsi atskirai
lizdai. Paprastai tokiame lizde būna nuo dviejų iki trijų dešimčių žvaigždžių – karštų milžinų
spektrines klases. Asociacija užima didelę apimtį, kelių dydžių
dešimčių ar šimtų parsekų, o tai paprastai yra maždaug tiek pat, kaip ir kitose vietose
Galaktikose yra daug nykštukų ir vidutinio dydžio žvaigždžių.
šviesumo
Įkaitusios milžiniškos žvaigždės juda 5-10 km/s greičiu, o joms tereikia
kelis šimtus tūkstančių metų arba daugiausia kelių milijonų metų iki
išeiti iš asociacijos. Todėl karštų milžinų egzistavimo žvaigždėse faktas
asociacijos rodo, kad šios žvaigždės susiformavo neseniai
asociacijas ir dar nespėjo jų palikti.
Būtent žvaigždžių asociacijų atradimas paskatino teigti, kad kartu su
senos žvaigždės, taip pat yra jaunų ir labai jaunų žvaigždžių, kurios
žvaigždžių formavimasis galaktikoje buvo ilgas procesas ir tęsiasi iki šiol.
dienų.
Visos žvaigždės ir visi kiti objektai gali būti suskirstyti pagal vietą Galaktikoje
į tris grupes.
Pirmosios grupės objektai telkiasi galaktikos plokštumoje, t.y. forma
plokščios posistemės. Šie objektai apima karštas supermilžines žvaigždes ir
milžinai, dulkių medžiaga, dujų debesys ir atviros žvaigždžių spiečiai.
Būdinga tai, kad atvirų klasterių sudėtis daugiausia apima tuos
objektai, kurie patys taip pat sudaro plokščias posistemes.
Antrąją grupę sudaro objektai, esantys vienodai dažnai šalia plokštumos
Galaktikos simetrija ir dideliu atstumu nuo jos. Jie susidaro
sferinės posistemės. Tarp tokių objektų yra geltonos ir raudonos žemaūgės,
geltoni ir raudoni milžinai, rutuliniai spiečiai.
Trečiąją grupę sudaro tarpiniai posistemiai. Juose yra daiktų
sutelktos į Galaktikos plokštumą, bet ne taip stipriai kaip plokščiosios
posistemes Tarpinius posistemius sudaro raudonos ir geltonos žvaigždės -
milžinai, geltonos ir raudonos nykštukinės žvaigždės, taip pat specialios kintamos žvaigždės,
vadinamos Mira Ceti tipo žvaigždėmis, labai stipriai ir neteisingai
keisti jų blizgesį.
Paaiškėjo, kad skirtingų posistemių objektai vienas nuo kito skiriasi ne tik
vieta Galaktikoje, bet ir jos greitis. Sferiniai objektai
posistemiai turi didžiausią judėjimo kryptimi greitį. Statmenas
į Galaktikos plokštumą, o plokščių posistemių objektams šis greitis
mažiausias.
Taip pat buvo galima nustatyti, kad įvairių posistemių objektai skiriasi ir
cheminė sudėtis: plokščių posistemių žvaigždės yra turtingesnės metalų nei žvaigždės
sferinės posistemės.
Didelę reikšmę turi įvairių posistemių objektų egzistavimo Galaktikoje atradimas
prasmė. Tai rodo, kad skirtingų tipų žvaigždės susiformavo skirtingai
vietose Galaktikoje ir skirtingomis sąlygomis.
Iš šerdies turėtų atsirasti spiralės šakos. Šios šakos eina aplink šerdį
palaipsniui plečiasi ir šakojasi, jie praranda ryškumą ir tam tikru atstumu
jų pėdsakai dingsta.
Kitų galaktikų spiralinės rankos susideda iš karštų milžiniškų žvaigždžių ir
supergigantų, taip pat nuo dulkių ir vandenilio dujų.
Norėdami atrasti mūsų galaktikos spiralines atšakas, turime atsekti
karštų milžiniškų žvaigždžių vieta, taip pat dulkės ir dujos. Ši užduotis
pasirodė labai sudėtinga dėl to, kad mūsų galaktikos spiralinė struktūra
mes stebime iš vidaus ir įvairios spiralės šakų dalys yra projektuojamos viena ant kitos
draugas.
Nadežda tiekia neutralią 21 cm bangos ilgio vandenilio spinduliuotę.Dvi
maži spektrai. nukreiptas į Galaktikos centrą ir anticentrą, tyrimai
Šio darbo atlikti dar nebuvo įmanoma, todėl vaizdas nėra išsamus, tačiau, nors ir neaišku,
pradeda ryškėti spiralinių šakų išsidėstymas, nes vandenilis
dažniausiai greta karštų milžiniškų žvaigždžių, kurios lemia formą
spiralinės šakos.
Vandenilio tankinimo zonos turi atitikti spiralinės struktūros modelį
Galaktikos.
Didelis neutralios vandenilio spinduliuotės naudojimo pranašumas yra
kad jis yra ilgųjų bangų, yra radijo diapazone ir tam
tarpžvaigždinė medžiaga yra beveik visiškai skaidri – 21 centimetras
spinduliuotė mus pasiekia iš tolimiausių vietovių be jokių iškraipymų
Galaktikos.
Be mėnulio rudens vakarais, toli nuo ryškiai apšviestų namų ir gatvių, grožėtis
žvaigždėtas dangus, matosi blanki balta juostelė, nusidriekusi per viską
dangus. Tai Paukščių Takas.
Paukščių takas dangaus sferą supa dideliu ratu. Šiaurės gyventojai
Žemės pusrutuliai, rudens vakarais galite pamatyti tą Paukščių Tako dalį,
kuris eina per Kasiopėją, Kefėją, Gulbę, Erelį ir Šaulį, o ryte
pasirodo kiti žvaigždynai. Pietiniame Žemės pusrutulyje Paukščių Takas
tęsiasi nuo Šaulio iki Skorpiono, Kompaso, Kentauro, Pietų žvaigždynų
Kryžius, Kilis, Strėlė.
Paukščių takas, einantis per žvaigždėtą pietų pusrutulio sklaidą, yra nuostabus
gražus ir šviesus. Šaulio, Skorpiono, Scutum žvaigždynuose yra daug ryškiai švytinčių
žvaigždžių debesys. Būtent šia kryptimi yra mūsų galaktikos centras.
Toje pačioje Paukščių Tako dalyje ypač aiškiai išsiskiria tamsūs debesys
kosminės dulkės – tamsūs ūkai. Jei ne tie tamsuoliai,
nepermatomus ūkus, tada Paukščių Taką link Galaktikos centro
būtų tūkstantį kartų šviesesnis.
Žvelgiant į Paukščių Taką, nelengva įsivaizduoti, kad jis susideda iš daugybės
plika akimi nematomos žvaigždės. Tačiau žmonės tai suprato jau seniai.
Vienas iš šių spėjimų priskiriamas Senovės Graikijos mokslininkui ir filosofui -
Demokritas. Jis gyveno beveik dviem tūkstančiais metų anksčiau nei Galilėjus, kuris
pirmą kartą įrodė žvaigždžių prigimtį, remdamasi stebėjimais naudojant teleskopą
Paukščių takas. Savo garsiajame „Žvaigždėtajame pasiuntinyje“ 1609 m. Galilėjus
rašė: „Aš kreipiausi į Paukščių Tako esmės ar esmės stebėjimą ir su
teleskopo pagalba pasirodė, kad įmanoma padaryti jį tokį prieinamą mūsų
vizija, kad dėl aiškumo ir įrodymų visi ginčai nutilo savaime,
kuri išlaisvina mane nuo ilgų diskusijų. Tikrai pieniškas
Kelias yra ne kas kita, kaip nesuskaičiuojama daugybė žvaigždžių,
nedelsdami išsidėstę grupėmis, nesvarbu, į kurią sritį nukreiptumėte teleskopą
tampa matoma daugybė žvaigždžių, iš kurių nemažai
ryškios ir gana išsiskiriančios, bet blankesnių žvaigždžių skaičius neleidžia
be skaičiavimo“.
Koks yra Paukščių Tako žvaigždžių ryšys su vienintele Saulės žvaigžde?
sistemos, mūsų Saulei? Atsakymas dabar visuotinai žinomas. Saulė yra viena iš žvaigždžių
mūsų galaktikos. Kokią vietą užima Saulė
Paukščių takas? Nuo to, kad Paukščių Takas juosia mūsų dangų
didelis ratas, mokslininkai padarė išvadą, kad Saulė yra netoli pagrindinės
Paukščių Tako plokštuma.
Norėdami gauti tikslesnį supratimą apie Saulės padėtį Paukščių Take ir
tada įsivaizduokite, kokia yra mūsų galaktikos forma erdvėje,
astronomai naudojo žvaigždžių skaičiavimo metodą.
Esmė ta, kad skirtingose dangaus vietose jie skaičiuoja žvaigždžių skaičių
nuoseklus žvaigždžių dydžių intervalas. Jei manytume, kad šviesumas
žvaigždės yra vienodos, tada iš stebimo ryškumo galima spręsti atstumus iki
žvaigždės
Remiantis šiais skaičiavimais, jau XVIII amžiuje buvo padaryta išvada apie „palenkimą“.
mūsų galaktikos.
Galaktikoje yra mažiausiai 150 000 000 000 žvaigždžių, panašių į mūsų Saulę. IN
netoli centrinės Galaktikos srities žvaigždžių tankis yra milijonus kartų didesnis,
nei prie Saulės. Dalyvaujant Galaktikos sukimuisi, mūsų Saulė skuba kartu
greitis didesnis nei 220 km/s, kas 225 milijonus metų padaro vieną apsisukimą.
Galaktika turi sudėtingą struktūrą ir sudėtingą sudėtį. Šiuolaikiniai tyrimai
Galaktikoms reikalingos XX amžiaus technologijos, tačiau tyrimai pradėti
Galaktikos, kurių smalsus žvilgsnis nusidriekia virš mūsų galvų
Paukščių takas.
2.3. Galaktikų tipai.
Be mūsų galaktikos, Visatoje yra daug kitų galaktikų.
Jų išvaizda yra labai įvairi, o kai kurie iš jų yra labai vaizdingi.
Kiekvienai galaktikai, kad ir koks sudėtingas jos išorinis modelis, tai įmanoma
rasti kitą Galaktiką, labai panašią į ją, iš pirmo žvilgsnio dvigubą.
Tačiau atidžiau pažvelgus visada atsiras pastebimų skirtumų
bet kuri galaktikų pora, o dauguma galaktikų labai skiriasi viena nuo kitos
draugas su savo išvaizda.
Visos galaktikos skirstomos į tris pagrindinius tipus:
1) elipsės formos, pažymėtos E;
2) spiralė, žymima S;
3) neteisingas, žymimas J
Elipsinės galaktikos yra pati neišraiškingiausia galaktikų rūšis. Jie turi
lygių elipsių ar apskritimų atsiradimas, palaipsniui mažėjant ryškumui nuo centro iki
periferija. Elipsinės galaktikos susideda iš antrojo tipo populiacijų. Jie
pastatytas iš raudonų ir geltonų milžinų žvaigždžių, raudonųjų ir geltonųjų nykštukų ir
daug ne itin didelio šviesumo baltų žvaigždžių. Nė vienas
baltai mėlyni supergigantai ir milžinai, kurių grupės galėtų būti
stebimas ryškių gumulėlių pavidalu, suteikiantis sistemai struktūrą. Nr
dulkių materija, kuri tose galaktikose, kur jos yra, sukuria tamsą
juostelės, kurios nustelbia žvaigždžių sistemos formą. Todėl išoriškai elipsės formos
Galaktikos viena nuo kitos skiriasi daugiausia viena savybe – didelėmis arba
mažesnis suspaudimas.
Kaip paaiškėjo, nėra labai stipriai suspaustų elipsinių galaktikų, indikatorių
8, 9 ir 10 suspaudimai nevyksta. Labiausiai suspaustos elipsės formos galaktikos yra
tai E 7. Kai kurių suspaudimo indeksai lygūs 0. Tokių galaktikų praktiškai nėra
suspaustas.
Elipsinės galaktikos galaktikų spiečių yra milžiniškos galaktikos, tuo tarpu
tuo tarpu elipsinės galaktikos už spiečių yra nykštukės galaktikų pasaulyje.
Spiralinės galaktikos yra viena vaizdingiausių galaktikų tipų Visatoje.
Spiralinės galaktikos yra dinaminės formos pavyzdys. Jų gražus
šakos, išnyrančios iš centrinės šerdies ir, atrodo, praranda savo kontūrus už jos ribų
už galaktikos ribų, rodo galingą, greitą judėjimą. Stebina
Taip pat yra įvairių spiralinių šakų formų ir raštų.
Tokių galaktikų branduoliai visada yra dideli, paprastai sudaro apie pusę
stebimo pačios galaktikos dydžio.
Paprastai galaktika turi dvi spiralines atšakas, kurių kilmė yra
priešingi branduolio taškai, besivystantys panašiai simetriškai ir
pasimetę priešinguose galaktikos periferijos regionuose.
Įrodyta, kad labai suspausta žvaigždžių sistema negali tapti
silpnai suspaustas. Priešingas perėjimas taip pat neįmanomas. Taigi, elipsės formos
galaktikos negali virsti spiralėmis, o spiralės – elipsėmis.
Šie du tipai reiškia skirtingus evoliucijos kelius, kuriuos sukelia
įvairios suspaudimo sistemos. Ir skirtingas suspaudimas yra dėl skirtingo
sistemų sukimosi dydis. Tos galaktikos, kurias formavimosi metu gavo
pakankamai sukimosi, įgavo labai suspaustą formą, jie išsivystė
spiralinės šakos. Galaktikos, kurių materija po susiformavimo turėjo mažiau
sukimosi kiekis pasirodė esąs mažiau suspaustas ir vystosi formoje
elipsinės galaktikos.
Yra daug netaisyklingos formos galaktikų, kurių nėra bendro
struktūrinės struktūros modeliai.
Netaisyklinga galaktikos forma gali būti dėl to, kad ji neturėjo laiko
įgautų teisingą formą dėl mažo medžiagos tankio joje arba dėl
jaunas amžius. Yra ir kita versija: galaktika gali tapti netaisyklinga
formos iškraipymo dėl sąveikos su kita galaktika pasekmė.
Abu tokie atvejai pasitaiko tarp netaisyklingų galaktikų, galbūt su tuo
Susijęs netaisyklingų galaktikų padalijimas į du potipius.
J1 potipiui būdingas gana didelis paviršiaus ryškumas ir
netaisyklingos struktūros sudėtingumas. Prancūzų astronomas Vaucouleurs kai kuriose
šio potipio galaktikos aptiko sunaikintos spiralinės struktūros požymių.
Be to, Vaucouleurs pastebėjo, kad dažnai randamos šio potipio galaktikos
poromis. Galimas ir pavienių galaktikų egzistavimas. Tai paaiškinama
kad susitikimas su kita galaktika galėjo įvykti praeityje, dabar
galaktikos atsiskyrė, bet tam, kad vėl įgytų teisingą formą, jos
tai trunka ilgai.
Kitas potipis, J 2, turi labai mažą paviršiaus ryškumą. Ši savybė
išskiria jas nuo visų kitų tipų galaktikų. Šio potipio galaktikos
Jie taip pat išsiskiria tuo, kad nėra ryškios struktūros.
Jei galaktika turi labai mažą paviršiaus ryškumą esant įprastam tiesiniam
dydis, tai reiškia, kad žvaigždžių tankis jame yra labai mažas, ir
vadinasi, labai mažas medžiagos tankis.
Besisukantis skystas kūnas, veikiamas vidinių jėgų pusiausvyros būsenoje
įgauna elipsoido formą. Bendrojoje šios problemos teorijoje įrodyta, kad kada
tam tikros būsenos tarp skysčio tankio ir kampinio greičio
Sukimosi elipsoidas gali būti suspaustas apsisukimo elipsoidas arba pailgas.
triašis elipsoidas, panašus į cigarą ar net adatą.
Ilgą laiką galaktikų tyrinėtojai manė, kad besisukančios žvaigždės
sistemos, pasiekusios pusiausvyrą, būtinai turi būti suspaustos formos
revoliucijos elipsoidas. Tačiau 1956 metais K.F. Ogorodnikovas, specialiai ištyręs
skystų kūnų pusiausvyros figūrų teorijos pritaikymo žvaigždžių sistemoms klausimas,
padarė išvadą, kad tarp žvaigždžių sistemų gali būti tokių, kurios
įgavo pailgo triašio elipsoido formą.
Ogorodnikovas taip pat pateikia galaktikų, kurios tikriausiai turi formą, pavyzdžių
pailgi triašiai elipsoidai – cigarai, o ne diskai stebimi
nuo krašto.
Tokioms galaktikoms būdingas storėjančios šerdies nebuvimas
centrinė dalis.
Būtent Ogorodnikovas šias galaktikas pavadino adatos formos.
Galaktikos gana dažnai atsiranda poromis, tačiau daug sunkiau išsiaiškinti, kurios
ar stebima pora fiziškai yra dviguba galaktika, ar ji tiesiog
optinė pora. Dviguboje galaktikoje vienas komponentas juda orbita
aplink kitą taip lėtai, kad net po to neįmanoma jo pastebėti
ilgalaikiai stebėjimai.
Dvigubų galaktikų katalogą sudarė švedų astronomas Holmberas. Jis
identifikavo visas galaktikų poras, kuriose komponentų tarpusavio atstumas yra ne didesnis kaip
Daugiau nei dvigubai didesnė už jų skersmenų sumą.
Kataloge buvo 695 dvigubos galaktikos. Didžioji dauguma jų
fiziškai dvigubos galaktikos. Tačiau apie kiekvieną porą atskirai galime pasakyti:
tikėtina, kad tai fiziškai dviguba galaktika.
Galaktikų pora gali būti vadinama fiziniu dvigubu trimis atvejais:
1) Jei komponentai turi bendrą kilmę;
2) Jei komponentai yra dinamiškai sujungti, t.y. kinetinių ir
komponentų potenciali energija yra neigiama;
3) Jei komponentai erdvėje yra arti vienas kito.
Fiziškai dvejetainės galaktikos komponentai yra beveik toje pačioje vietoje
atstumu nuo mūsų. Todėl plėtimosi radialiniai greičiai
erdvės, jie turi tą patį.
2.4. metagalaktikos.
„Metagalaktikos“ sąvoka nėra iki galo aiški. Jis buvo suformuotas
remiantis analogija su žvaigždėmis. Stebėjimai rodo, kad galaktikos, kaip
žvaigždės, susigrupuojančios į atviras ir rutuliškas spiečius, taip pat susijungia
į grupes – įvairaus skaičiaus grupes.
Tačiau aukštesnio laipsnio asociacijos žinomos apie žvaigždes – žvaigždes
sistemos (galaktikos), kurioms būdinga didesnė autonomija, t.y. nepriklausomybė
nuo kitų kūnų įtakos ir didesnė izoliacija nei žvaigždžių spiečių. IN
visų pirma visos žvaigždės, kurias galima stebėti plika akimi per teleskopus,
sudaryti žvaigždžių sistemą – mūsų Galaktiką, kurioje yra apie 100 mlrd.
Nariai. Galaktikų atveju panašios aukštesnės eilės sistemos
nėra tiesiogiai stebimi.
Tačiau yra keletas priežasčių manyti, kad tokia sistema
Egzistuoja metagalaktika, kuri yra gana savarankiška ir yra
maždaug tokios pat eilės galaktikų sąjunga kaip ir mūsų sistemos žvaigždės
yra galaktika.
Turėtume manyti, kad egzistuoja kitos metagalaktikos.
Metagalaktikos tikrovė bus įrodyta, jei bus įmanoma ją kaip nors nustatyti
ribas ir paryškinti stebimus objektus, kurie jai nepriklauso.
Dėl hipotetinio metagalaktikos, kaip autonominės, idėjos pobūdžio
milžiniškų galaktikų sistema, kuri apima visas stebimas galaktikas ir jų
klasterių, terminas metagalaktika buvo dažniau vartojamas palengvinti
stebima (naudojant visas esamas stebėjimo priemones) dalis
Visata.
Žvaigždžių pasiskirstymą danguje pirmasis ištyrė V. Herschelis XVIII amžiaus pabaigoje.
Rezultatas buvo esminis atradimas – žvaigždžių koncentracijos fenomenas ir
galaktikos plokštuma.
Maždaug po pusantro šimtmečio atėjo laikas ištirti pasiskirstymą
per galaktikų dangų. Hablas tai padarė.
Vidutiniškai galaktikos yra žymiai prastesnės nei žvaigždės. Žvaigždės iki 6 vietos
matomas dydis visame danguje yra keli tūkstančiai, o galaktikos tik iki 6
keturi. Yra apie tris milijonus žvaigždžių iki 13 ir apie septynis šimtus galaktikų. Tik tada,
kai atsižvelgiama į labai silpnus objektus, galaktikų skaičius tampa didelis
ir pradeda artėti prie tokio pat dydžio žvaigždžių skaičiaus.
Norint turėti pakankamai skaičiuojamų galaktikų, reikia
naudokite didelius instrumentus, galinčius sugauti silpnų objektų blizgesį. Bet
šiuo atveju papildomas sudėtingumas atsiranda dėl to, kad silpna
galaktikos ir silpnos žvaigždės ne taip pastebimai skiriasi viena nuo kitos kaip ryškios
žvaigždės iš ryškių galaktikų. Silpnos galaktikos turi labai mažą matomumą
dydžių ir juos lengva supainioti su žvaigždėmis atliekant skaičiavimus.
Hablas naudojo 2,5 metro Mount Wilson observatorijos teleskopą
Kalifornijoje, kuri pradėjo veikti XX amžiaus 20-ajame dešimtmetyje, ir atliko skaičiavimus
galaktikos iki 20 matomo dydžio 1283 mažose srityse,
paskirstytas visame danguje. Dėl to galaktikų skaičius Hablo vietose
Kuo ta vieta buvo arčiau Paukščių Tako, tuo mažesnė ji pasirodė.
Netoli paties galaktikos pusiaujo 20 storio juostoje, galaktikos už jos ribų
su pavienėmis išimtimis jo visai nesilaikoma. Galima sakyti, kad lėktuvas
Galaktika yra galaktikos dekoncentracijos plokštuma, o zona ties
galaktikos pusiaują kaip vengimo zoną.
Visiškai akivaizdu, kad kitos žvaigždžių sistemos, kurių yra milijonai, negali
būti erdvėje pagal zoną, kurią diktuoja tam tikras
mūsų Galaktikos simetrijos plokštumos orientacija, kuri pati yra
tik viena iš daugelio žvaigždžių sistemų. Hublui buvo aišku, kad š
Šiuo atveju stebimas ne tikrasis galaktikų pasiskirstymas erdvėje, o
pasiskirstymas iškreiptas dėl tam tikrų matomumo sąlygų.
1953 m. prancūzų astronomas Vaucouleursas tyrinėjo pasiskirstymą danguje.
galaktikos iki 12 didumo, t.y. šviesios galaktikos, nustatė, kad jos
neabejotinai yra sutelkti į didįjį apskritimą, kuris yra statmenas jam
galaktikos pusiaujas. 12 storio juostelė aplink šį apskritimą,
sudaro tik 10% dangaus paviršiaus, tai sudaro maždaug 2/3 viso
šviesios galaktikos. Galaktikų skaičius 1 kvadrate. laipsnis maždaug 10 juostoje
kartų daugiau nei už juostos ribų. Mokslas jau turėjo panašios patirties,
kai Herschelis, atradęs žvaigždžių koncentraciją galaktikos plokštumoje,
nustatė mūsų žvaigždžių sistemos egzistavimą ir nustatė, kad tai
suplota. Vaucouleurs taip pat padarė išvadą apie milžino egzistavimą
išpūstą galaktikų sistemą ir pavadino ją galaktikų supersistema.
Galaktikų supersistemos svarba visai Visatos struktūrai yra didžiulė.
Supersistema yra žymiai didesnė nei galaktikų spiečiai. Skaičius
galaktikos, įtrauktos į jo sudėtį, nėra suskaičiuotos tūkstančiais, kaip didelės
klasterių, ir daug dešimčių tūkstančių, galbūt siekiančių šimtą tūkstančių.
Supersistemos skersmuo gali būti įvertintas 30 M ps. Galaktika toli nuo
jos centras ir paprastai arti krašto. Jo atstumas nuo išorinės sienos
supersistemos 2-4 M ps. Supersistemos centras yra galaktikų spiečiuje
Mergelė, o pats šis klasteris gali būti laikomas supersistemos šerdimi.
Ne tik galaktikų optinė spinduliuotė rodo koncentraciją link plokštumos
galaktikų supersistemos. Taip pat yra bendras radijo spinduliavimas, sklindantis iš dangaus
atskleidžia aiškią koncentraciją tos pačios plokštumos link. Nuo radijo spinduliuotės
dangų daugiausia sukelia galaktikos, tai galima pamatyti
galaktikų supersistemos tikrovės patvirtinimas.
Atstumas iki kitų galaktikų, skirtingai nei Saulės sistemos planetų, yra labai didelis
yra didelis, todėl laiko veiksnys tampa lemiamas.
Kosminės raketos greitis ribojamas įvairiose kelio atkarpose
maksimalus pagreitis, kurį galima ištverti ilgą laiką
keleiviai. Be to, raketos greitis negali pasiekti šviesos greičio.
Jei raketa juda pastoviu 10 m/s pagreičiu, tai keleiviai
jausis puikiai. Nebus nesvarumo būsenos, keleiviai
patirs lygiai tokius pat fizinius pojūčius kaip ir Žemėje. Tai
paaiškinama tuo, kad gravitacijos pagreitis Žemėje taip pat lygus 10 m/s
(tiksliau 9,81 m/s).
Tačiau norint sutrumpinti skrydžio trukmę, reikia didesnio greičio ir
taigi didesnis pagreitis.
Sveiki žmonės gali patenkinamai toleruoti nuolatinį
pagreitis yra 20 m/s. Keleivis jaustųsi taip pat, kaip ir paviršiuje
tokia planeta, kurioje gravitacijos pagreitis, taigi ir gravitacijos jėga,
dvigubai daugiau nei Žemėje. Papildomas krūvis prie normalaus svorio bus kai
tai tolygiai pasiskirsto visame žmogaus kūne.
Taigi, galime daryti prielaidą, kad pastovus pagreitis yra 20 m/s. Su tokiu pagreičiu
dideliais atstumais greitis gali pasiekti labai dideles vertes.
Kuo didesnis masės santykis, tuo didesnis pasiekiamas raketos greitis
raketos su kuru iki savo masės be kuro.
Kol nepasieksite labai didelių greičių ir galėsite naudoti klasiką
mechanika, pastovus traukos jėgos ir raketos masės santykis 20 m/s lygus
raketos pagreitis.
55,2 km/s greitis bus pasiektas 2760-aisiais, kai nuvažiuotas atstumas
bus lygus 76 000 km. Po šio atstumo degalai baigsis,
raketos įtaisas nustos veikti.
Taigi šiuo metu astronautikoje naudojamas metodas
varomoji jėga negali būti perduodama raketai deginant cheminį kurą
naudojami skrydžiams į žvaigždes ir galaktikas. Tai tinka tik Solnechnaya
sistema. Būtina rasti reaktyvinės traukos metodą, kuriame
skleidžiamos dalelės turėtų daug didesnį greitį nei šiuolaikinės
raketos. Šis greitis turi būti panašus į šviesos greitį arba lygus
lygus jai. Tokios raketos idėja buvo pasiūlyta seniai. Išbėgančių dalelių vaidmuo
raketos turėtų žaisti šviesos daleles – fotonus, ir raketa pajudės
priešinga kryptimi. Spinduliuotės šaltinis gali būti branduolinės reakcijos
ir kiti procesai, kurių metu išsiskiria elektromagnetinė energija.
Sunkumai yra susiję su būtinybe gauti galingą fotonų srautą
santykinai mažas prietaiso svoris. Be to, reikia aptverti tvora
prietaisas nuo žalingo aukštos temperatūros poveikio. Kol kas toks šaltinis
energija nebuvo sukurta, bet, matyt, ji bus sukurta.
Bet vis tiek, kad ir kokie dideli būtų žmogaus pasiekimai, netgi panaudojimas
būsima fotonų raketa su labai dideliu pradinės ir galutinės masių santykiu
leis skrydžius grįžti tik į keletą artimiausių
žvaigždės Žmonėms niekada nepavyks pasiekti kitų galaktikų. Ir nuo
Kitiems žmonėms žvaigždės atrodo kaip kažkas paslaptingo, pasakiško, nuostabaus. Ir ne
Tikriausiai žmogus, kuris jomis nesižavėtų, žvaigždžių nemylėtų.
Didžiulėje žvaigždžių sistemoje – Galaktikoje – susijungė daugybė žvaigždžių
mažesnės sistemos. Kiekviena iš šių sistemų gali būti laikoma
kolektyvinis galaktikos narys.
Mažiausi kolektyviniai galaktikos nariai yra dvigubos ir daugialypės žvaigždės.
Tai yra dviejų, trijų, keturių ir tt grupių pavadinimas. Iki dešimties žvaigždučių, in
kurios žvaigždės laikomos arti viena kitos dėl abipusės traukos
pagal visuotinės traukos dėsnį. Dvigubose ir keliose žvaigždutėse tokios
yra du ar daugiau didžiulių kūnų – žvaigždžių (saulių). Jie traukia vienas kitą
viduje laiko vienas kitą ir galbūt kitus mažesnės masės kūnus
palyginti mažas tūris.
Atstumas, skiriantis dvigubų žvaigždžių komponentus, gali būti gana skirtingas.
Artimuose dvejetainiuose jie yra taip arti vienas kito, kad sudėtinga fizinė
sąveikos procesai, susiję su potvynio reiškiniais.
Plačiose porose atstumas tarp komponentų yra dešimtys tūkstančių
astronominių vienetų, apsisukimų laikotarpiai yra tokie ilgi, kad jie išmatuojami
tūkstantmečius, o orbitos judėjimas negali būti aptiktas stebėjimų metu.
Komponentų jungiamumą tokiose sistemose lemia jų santykinė
artumas danguje ir jo paties judėjimo bendrumas.
Iš 30 arčiausiai mūsų esančių žvaigždžių 13 yra dvejetainių ir trigubų sistemų dalis.
Išmatavus žvaigždžių judėjimo greitį jų orbitose, buvo galima įvertinti masę
žvaigždės, įtrauktos į dvejetaines sistemas. Paaiškėjo, kad šiuo atžvilgiu žvaigždės
yra skirtingi. Kai kurie iš jų yra prastesnės masės už Saulę, o kiti viršija
jo. Šiuo atveju visoms žvaigždėms, įskaitant Saulę, yra įvykdyta sąlyga:
Kuo didesnis žvaigždės šviesumas, tuo didesnė jos masė. Du kartus didesnė masė
atitinka maždaug dešimt kartų didesnį šviesumą, todėl skirtumas
Žvaigždžių šviesumas yra daug didesnis nei masių skirtumas.
Dvejetainės ir daugybinės žvaigždės dažnai yra sudarytos iš skirtingų žvaigždžių tipų, pvz.
balta milžiniška žvaigždė gali būti derinama su raudona nykštuke arba geltona
vidutinio ryškumo žvaigždė – su raudonu milžinu.
Didesni kolektyviniai galaktikos nariai nei dvigubos ir kelios žvaigždės,
yra atviros žvaigždžių spiečiai. Šiose grupėse yra keletas
nuo dešimčių iki kelių šimtų žvaigždžių, didžiausios – iki dviejų tūkstančių žvaigždžių. Terminas
"išsklaidytas" klasteris atsiranda dėl to, kad palyginti mažas skaičius
žvaigždės tokiose klasteriuose neleidžia mums užtikrintai nubrėžti spiečiaus formos.
Atviros klasteriai turi būdingą sudėtį. Juose retai būna raudonos ir
geltoni milžinai ir visiškai jokių raudonųjų ir geltonųjų supergigantų. Tuo pačiu metu
baltieji ir mėlynieji milžinai yra nepakeičiami atvirų grupių nariai. Čia dažniau
nei kitose Galaktikos vietose galima rasti ir labai retų žvaigždžių – baltųjų ir
mėlynieji supergigantai, t.y. aukštos temperatūros ir itin aukštos žvaigždės
skleidžiamų šviesų, kurių kiekvienas yra šimtus tūkstančių ir net milijonus kartų didesnis nei
mūsų Saulė.
Žvaigždės yra karštos gigantės, skleidžiančios daug ultravioletinių spindulių.
kvantai, jonizuoja tarpžvaigždinį vandenilį aplink save dideliame plote.
Jonizacijos zonos dydis labai priklauso nuo temperatūros ir
žvaigždės šviesumas. Už jonizacijos zonų beveik visas vandenilis yra
neutrali būsena.
Taigi visą Galaktikos erdvę galima suskirstyti į zonas
jonizuotas vandenilis ir kur vandenilis yra nejonizuotas. danų astronomas
Strömgrenas teoriškai parodė, kad laipsniškas perėjimas iš srities, kurioje
Beveik visas vandenilis yra jonizuotas, toje srityje, kurioje jis yra neutralus, nė vienas.
Šiuo metu sukurtas visos masės sukimosi dėsnio nustatymo metodas
neutralus galaktikos vandenilis, pagrįstas jo emisijos profilių visuma
linija 21 cm Galima daryti prielaidą, kad neutralus vandenilis Galaktikoje sukasi
tokia pati arba beveik tokia pati kaip pati galaktika. Tada tampa žinoma ir
Galaktikos sukimosi dėsnis.
Šiuo metu šis metodas suteikia patikimiausius duomenis apie sukimosi dėsnį
mūsų žvaigždžių sistema, t.y. duomenys apie tai, kaip keičiasi kampinis greitis
sistemos sukimąsi, kai ji tolsta nuo Galaktikos centro į jos pakraščius
regionuose.
Centriniuose regionuose kampinio sukimosi greičio dar negalima nustatyti
pavyksta. Kaip matyti, Galaktikos sukimosi kampinis greitis mažėja kaip
atitraukite jį nuo centro, pirmiausia greitai, o paskui lėčiau. 8 atstumu
kps. nuo centro kampinis greitis yra 0,0061 per metus. Tai atitinka
orbitos periodas yra 212 milijonų metų. Saulės srityje (10 kpc nuo Galaktikos centro)
kampinis greitis yra 0,0047 per metus, o orbitos periodas yra 275 milijonai metų.
Paprastai ši reikšmė yra Saulės apsisukimo kartu su aplinkiniais laikotarpis
žvaigždės netoli mūsų žvaigždžių sistemos centro – laikomas sukimosi periodu
Galaktikos vadinamos galaktikos metais. Bet jūs turite suprasti, kas yra bendra
Galaktikai nėra periodo, ji nesisuka kaip standus kūnas. Saulės srityje
greitis 220 km/s. Tai reiškia, kad jo judėjime aplink centrą
Galaktikos, Saulė ir aplinkinės žvaigždės skrenda 220 km per sekundę greičiu.
Galaktikos sukimosi laikotarpis saulės srityje yra maždaug 275 milijonai metų,
ir sukasi regionai, esantys toliau nuo Galaktikos centro nei Saulė
lėčiau: sukimosi laikotarpis didėja 1 milijonu metų didėjant atstumui nuo
Galaktikos centre maždaug 30 vnt.
Be dujų, erdvėje tarp žvaigždžių yra ir dulkių grūdelių. Jų dydžiai yra labai
jie yra maži ir yra dideliais atstumais vienas nuo kito; vidutinis
Atstumas tarp gretimų dulkių dalelių yra apie šimtas metrų. Štai kodėl
vidutinis dulkių medžiagos tankis Galaktikoje yra maždaug 100 kartų mažesnis nei bendras
dujų masė ir 5000–10 000 kartų mažesnė už bendrą visų žvaigždžių masę. Štai kodėl
Dinamiškas dulkių vaidmuo Galaktikoje yra labai nereikšmingas. Galaktikoje yra dulkių
medžiaga mėlynus ir mėlynus spindulius sugeria stipriau nei geltonus ir raudonus.
Tam tikrais atžvilgiais rūkas, į kurį paskęsta „Galaxy“, yra reikšmingas
skiriasi nuo rūko, kurį matome Žemėje. Skirtumas yra
kad visa dulkių materijos masė turi itin nevienalytę struktūrą. Ji ne
pasiskirstę lygiu sluoksniu, bet surinkti į atskirus įvairių formų debesis ir
dydžiai. Todėl šviesos sugertis Galaktikoje yra dėmėta.
Dulkės ir dujos Galaktikoje paprastai yra sumaišytos, tačiau jų proporcijos yra tokios
skirtingos vietos skiriasi. Yra dujų debesys, kuriuose dulkės
vyrauja. Nurodykite dujų, dulkių ir išsklaidytą Galaktikoje materiją
dujų ir dulkių mišiniai – vartojamas bendras terminas „difuzinė medžiaga“.
„Galaxy“ forma šiek tiek skiriasi nuo disko savo centrinėje dalyje
yra sustorėjimas, šerdis. Tai yra esmė, nors joje yra daug
žvaigždžių, ilgą laiką nebuvo galima jų stebėti, nes šalia lėktuvo
Galaktikos simetrija, kartu su šviečiančia žvaigždžių medžiaga, yra didžiulės
tamsūs dulkių debesys, sugeriantys už jų skraidančių žvaigždžių šviesą. Tarp saulės ir
Galaktikos centre yra daug tokių tamsių dulkių debesų.
įvairių formų ir storių, o galaktikos šerdį jie dengia nuo mūsų. Tačiau
Vis dar buvo galima įžvelgti galaktikos šerdį.
1947 m. amerikiečių astronomai Stebbins ir Whitford kartu naudojo
su teleskopu infraraudoniesiems spinduliams jautriu fotoelementu ir sugebėjo
nubrėžti galaktikos šerdies kontūrus. 1951 metais sovietų astronomai V.I.
Krasovskis ir V.B. Nikonovas gavo galaktikos branduolio nuotraukas infraraudonaisiais spinduliais
spinduliai Galaktikos šerdis pasirodė ne itin didelė, jos skersmuo buvo maždaug
1300ps. Bet vis tiek branduolio buvimas centriniame Galaktikos regione sutirštėja
Šiame regione galaktikos formą dabar galima palyginti ne tik su disku, bet ir su
disko formos ratas su pastorinimu centrinėje dalyje - įvorė.
Galaktikos šerdies centras yra visos mūsų žvaigždžių sistemos centras. Reikalas centre
Galaktika turi aukštą temperatūrą ir yra smarkaus judėjimo būsenoje.
3.Išvada
Sužinojau, kad Williamas Herschelis XVIII a. , atlikdamas skaičiavimus įvairiuose galaktikos regionuose, atrado žvaigždžių konsolidacijas arčiau įprastos linijos, vėliau vadinamos galaktikos pusiauju. Po to, XX a. astronomai šį žvaigždžių spiečių pavadino galaktika. Tyrinėdamas galaktikų struktūrą ir sudėtį supratau, kad jas sudaro daugybė žvaigždžių, suskirstytų į grupes pagal skirtingas charakteristikas. Sužinojau, kad be spiralinių galaktikų yra ir kitų ne mažiau įdomių galaktikų tipų. Taip pat noriu pridurti, kad astronomija yra vienas žaviausių ir perspektyviausių gamtos mokslų, tyrinėjančių ne tik dabartį, bet ir tolimą mus supančio kosminio pasaulio praeitį. Tai leidžia mums nupiešti mokslinį visatos ateities paveikslą. Pateikė bendrą idėją apie visatos formavimąsi ir evoliuciją. Ir tikiuosi, kad mano darbas jus sudomino ir paskatino studijuoti astronomiją.
4.Literatūra
1. Arzumanjanas „Dangus. Žvaigždės. Visata“ M. 1987
2. Vorontsov B.A. „Esė apie visatą“ M. 1976 m
3. Siegel F.Yu. „Žvaigždėtojo dangaus lobiai“ M. 1976 m
4. Klimishin I.A. „Mūsų dienų astronomija“ M. 1980 m
5. Agekyan T.A. "Žvaigždės. Galaktikos. Metagalaktikos“ M. 1982
6. Chikhevsky A.A. „Saulės audrų antžeminis aidas“ M. 1976 m.
7. Svetainė: http://class-fizika.narod.ru
https://accounts.google.com 2 skaidrė
paukščių takas
paukščių takas
paukščių takas
paukščių takas
paukščių takas
paukščių takas
paukščių takas
Rutuliniai klasteriai
Rutuliniai klasteriai
Žvaigždžių asociacijos
Todėl sugerianti medžiaga tiriama tik infraraudonojoje šviesoje ir radijo spinduliuote. Galaktikos šerdyje vykstantys procesai menkai suprantami. Pačiame centre arba prie pat jo buvo aptiktas nešilumos (t. y. nesusijęs su karštomis dujomis) radijo spinduliuotės šaltinis, kurio pobūdis neaiškus.
Dujų diskas
300 proc. atstumu nuo centro rasta daug masyvių žvaigždžių formavimosi požymių. Ten yra dujų diskas, kurio masė gali siekti 50 milijonų saulės masių. Diskas sukasi labai dideliu greičiu, o iš šerdies išilgai jo ašies išleidžiamas gana didelis dujų kiekis.
Juodosios skylės
Paukščių tako centre yra didžiulė (keli milijonai saulės masių) juodoji skylė.
Juodosios skylės stebimos, kai dujos nukrenta ant jų paviršiaus (galaktikose tai yra tarpžvaigždinės dujos). Įkritusios į skylę dujos įkaista iki milijonų kelvinų ir šviečia rentgeno spindulių diapazone. Galaktikoje, matyt, prieš kelis milijonus metų didžiulis kūnas pateko į juodąją skylę. Tai sukėlė galingą sprogimą, dėl kurio iš juodosios skylės apylinkių buvo išmestos tarpžvaigždinės dujos.
Rotacija
Raudonosios nykštukės, rutuliniai spiečiai, raudonieji milžinai ir trumpalaikiai cefeidai sudaro sferinį galaktikos komponentą. Jie užima sferinį tūrį, o jų koncentracija greitai didėja link centro.
Mūsų galaktika yra apsupta vadinamosios galaktikos vainiko, susidedančio iš daugybės mažos masės žvaigždžių (M ≈ 0,3—0,2 M☉). Beveik nieko nežinoma apie vainikinių žvaigždžių pasiskirstymą, tačiau labiausiai tikėtina, kad jos pasiskirsto sferiniu tūriu, kurio spindulys kelis kartus didesnis už Galaktikos spindulį.
1 pamokos vedimo metodika
„Mūsų galaktika“
Tikslas: sukurti koncepciją apie mūsų galaktiką.
Mokymosi tikslai:
Bendrasis išsilavinimas – astronominių sampratų formavimas:
1) apie galaktikas kaip vieną iš pagrindinių kosminių sistemų tipų, atsižvelgiant į mūsų galaktikos fizinę prigimtį ir pagrindines charakteristikas:
- pagrindinės mūsų Galaktikos fizinės charakteristikos (masė, dydis, forma, šviesumas, amžius, ją sudarantys kosminiai objektai ir jų skaičius);
- Galaktikos struktūra ir pagrindiniai galaktikos populiacijos tipai.
2) apie tarpžvaigždinę terpę, jos dujų ir dulkių komponentus bei kosminius spindulius.
3) apie kosminės aplinkos evoliucijos Galaktikoje ir žvaigždžių evoliucijos ryšį.
Švietimas:
1) Studentų mokslinės pasaulėžiūros formavimas:
- susipažįstant su Galaktikos tyrimo ir gamtos istorija bei pagrindinėmis fizinėmis savybėmis, sandara ir sudėtimi;
- remiantis filosofinių principų apie materialią pasaulio vienybę ir pažinimą atskleidimu pateikiant astronominę medžiagą apie Galaktikos prigimtį;
2) Politechninis išsilavinimas ir darbo mokymas kartojant ir gilinant žinias apie Galaktikos tyrimo metodus ir priemones (spektrinė analizė, radijo astronomija (radijo teleskopai), IR astronomija ir kt.).
Vystantis: ugdyti gebėjimus analizuoti informaciją, aiškinti kosminių sistemų savybes remiantis svarbiausiomis fizikinėmis teorijomis, naudoti apibendrintą kosminių objektų tyrimo planą, daryti išvadas.
Studentai privalo žinoti: pagrindiniai „galaktikos“ kaip atskiro tipo kosminių sistemų sampratos bruožai ir pagrindinės mūsų galaktikos fizinės charakteristikos, struktūra ir sudėtis.
Studentai privalo galėti: analizuoti ir sisteminti mokomąją medžiagą, naudoti apibendrintą erdvės objektų tyrimo planą, daryti išvadas.
Vaizdinės priemonės ir demonstracijos:
- nuotraukos, schema Ir brėžinius spiralinės galaktikos, panašios į mūsų Galaktiką; Paukščių Takas, atviros ir rutulinės grupės; mūsų galaktikos struktūros;
- skaidres iš skaidrių filmų serijos „Iliustruota astronomija: „Žvaigždės ir galaktikos“; „Galaktikos, Visatos evoliucija“;
- kino juostos Ir filmo juostų fragmentai: „Idėjų apie Visatą plėtra“; „Galaktikos“; „Visatos struktūra“;
- fragmentai filmas„Visata“;
- lenteles: „Radijo astronomija“; „Žvaigždžių spiečiai, ūkai, galaktika“; "Paukščių takas"; „Galaktikos“;
- vaizdinės priemonės ir PSO: sieniniai ir judančių žvaigždžių žemėlapiai.
Pamokos planas
|
Pamokos žingsneliai |
Pristatymo metodai |
Laikas, min |
|
|
Astronominių žinių kartojimas ir atnaujinimas |
Frontali apklausa, pokalbis |
||
|
Naujos medžiagos pristatymas: |
Paskaita, pokalbis, mokytojo istorija |
20-25 |
|
|
Studijuotos medžiagos konsolidavimas. Problemų sprendimas |
Darbas prie lentos, uždavinių sprendimas sąsiuvinyje |
10-12 |
|
|
Apibendrinant pamoką. Namų darbai |
|||
Namų darbai: pagal vadovėlius:
-B.A. Vorontsovas-Velyaminova: studija §§ 27, 28; pastraipų klausimai.
-E.P. Levitanas: studija § 28; pastraipos klausimai.
- A.V. Zasova, E.V. Kononovičius: studija §§ 28-30; pastraipų klausimai; pvz. 28,4, 29,4 (4)
Pamokos metodika:
Mokytojas praneša mokiniams šios pamokos tikslą ir uždavinius: mūsų galaktikos tyrimas. „Ikimokslinės“ žinios apie mūsų Galaktikos ir kitų galaktikų prigimtį atnaujinamos, o medžiaga apie kosmines (žvaigždžių) sistemas kartojama. Mokiniams užduodami klausimai:
1. Kas yra kosminė sistema? Kokias kosmoso sistemas žinote? Kokias savybes ir savybes jie turi?
2. Pagal kokius kriterijus klasifikuojamos jums žinomos kosminės sistemos?
3. Kas yra galaktika? Ar žodžiai „Galaktika“ ir „Paukščių takas“ yra sinonimai?
4. Ką žinote apie mūsų galaktiką? Kokie jo matmenys? Forma? Kokie erdvės objektai į jį įtraukti?
5. Ar Visatoje yra kitų galaktikų? Ką apie juos žinai?
Pranešant informaciją apie pagrindines fizines Galaktikos savybes, būtina atkreipti studentų dėmesį į jos tyrimo sunkumus, atsirandančius dėl to, kad Galaktiką stebime „iš vidaus“. Vadove rekomenduojama pasitelkti analogiją užduodant studentams klausimą: kaip lengviau ir tiksliau sudaryti miesto planą: iš stebėjimų pro savo namo langą ar iš aerofotografavimo? Mokiniams būtina paaiškinti, kaip žvaigždėtame Žemės danguje stebimos pagrindinės Galaktikos sandaros detalės (galaktikos diskas, šerdis). Galaktikos struktūrą galima pademonstruoti naudojant atitinkamą lentelę (taip sutaupoma mokymosi laiko), tačiau, kad mokiniai geriau įsisavintų medžiagą, geriau ją atkurti žingsnis po žingsnio su atitinkamais paaiškinimais lentoje (o mokiniai ją perbraižo jų sąsiuvinius). Patartina kiekybines Galaktikos charakteristikas pranešti tiek skaitine forma, tiek lyginant su jiems žinomų objektų dydžiais.
Mokiniai turėtų suprasti, kad galaktika yra gravitaciškai surištas kosminė sistema: gravitacinės jėgos vaidina lemiamą vaidmenį jos egzistavimui ir kartu su inercijos ir elektromagnetinės prigimties jėgomis lemia Galaktikos struktūrą ir pagrindines savybes.
Mūsų galaktika
Mūsų galaktika- spiralinė sistema, kurios masė nuo 2 × 10 11 M¤ iki 8,5-11,5 × 10 11 M¤ (2,3 × 10 42 kg), spindulys apie 1,5-2 × 10 4 vnt., o šviesumas 2-4 × 10 10 L¤ . Galaktika susideda iš 150-200 milijardų žvaigždžių ir daugybės kitų kosminių objektų: daugiau nei 6000 galaktikos molekulinių debesų, kuriuose yra iki 50% tarpžvaigždinių dujų, ūkų, planetų kūnų ir jų sistemų, neutroninių žvaigždžių, baltųjų ir rudųjų nykštukų, juodųjų skylių, kosminių dulkių. ir dujos. Galaktikos diską prasiskverbia didelio masto magnetinis laukas, kuris sulaiko kosminių spindulių daleles ir priverčia jas judėti magnetinėmis linijomis spiralinėmis trajektorijomis. 85-95% Galaktikos masės yra sutelkta žvaigždėse, 5-15% - tarpžvaigždinėse difuzinėse dujose. Sunkiųjų elementų masės dalis galaktikos cheminėje sudėtyje yra 2%. Galaktikos amžius yra 14,4 ± 1,3 milijardo metų. Dauguma Galaktikos žvaigždžių susiformavo daugiau nei prieš 9 milijardus metų.
Didžioji dalis žvaigždžių, sudarančių Galaktiką, stebima iš Žemės kaip balkšva, silpnai šviečianti netaisyklingo kontūro juosta, juosianti visą dangų. paukščių takas, kuriame susilieja milijardų silpnai šviečiančių žvaigždžių spindulys.
Mes stebime savo Galaktiką iš vidaus, todėl sunku nustatyti jos formą, struktūrą ir kai kurias fizines savybes. Tik 10 9 žvaigždžių yra prieinamos teleskopiniams stebėjimams – iki 1% visų Galaktikos žvaigždžių.
Galaktikos branduolys stebimas Šaulio žvaigždyne (a = 17 h 38 m, d = -30њ), užimančiame dalį Scutum, Skorpiono ir Ophiuchus žvaigždynų. Šerdis yra visiškai paslėpta už galingų tamsių dujų ir dulkių debesų (GDC), kurių bendra masė yra 3 × 10 8 M¤, 700 pc nuo Galaktikos centro, sugeriančių matomą spinduliuotę, bet perduodančių radijo ir infraraudonąją spinduliuotę. Jei jų nebūtų, galaktikos šerdis būtų ryškiausias dangaus kūnas po Saulės ir Mėnulio.
Šerdies centre yra kondensatas - šerdis Tik 400 Šv. metų nuo centro, 10 5 M¤ masės dujų ir dulkių ūko Šaulio A gelmėse slypi apie 4,6 × 10 6 M¤ masės juodoji skylė. Pačiame centre, regione, kurio matmenys mažesni nei 1 vnt, o masė 5 × 10 6 M¤, tikriausiai yra labai tankus mėlynųjų supermilžinų spiečius (iki 50 000 žvaigždžių).
Ryžiai. 67. Mūsų galaktikos struktūra:
1 – Kernas
2 – Galaxy Core
3 – išsipūtimas („išpūstas“): sferinė galaktikos centro populiacija
4 - Baras – galaktikos „džemperis“.
5 - Jaunų plokščių posistemis (O, B klasių žvaigždės, asociacijos)
6 – senas plokščias posistemis (A klasės žvaigždės)
7 – Galaktikos diskas (pagrindinės sekos žvaigždės, novos, raudonieji milžinai, planetiniai ūkai)
8 – tarpinis sferinis komponentas (senos žvaigždės, ilgo laikotarpio kintamieji)
9 - Spiralinės rankos (difuziniai dujų-dulkių ūkai, jaunos O, B, A, F klasių žvaigždės)
10 – GMO koncentracijos zonos šalia šerdies (9A) ir „molekuliniame žiede“ (9B)
11 – seniausia sferinė posistemė (halo) (rutuliniai spiečiai, trumpalaikiai cefeidai, ponykštukai)
12 - Rutuliniai klasteriai
13 - Saulės sistema
14 – Galaktikos dujų vainikas.
Mūsų galaktika turi tiltą - baras, nuo kurio galų, už 4 tūkst. parsekų nuo Galaktikos centro, pradeda suktis 3 spiralinės rankos; šalia vieno iš jų – Oriono rankos (šakos) yra Saulės sistema. Antroji – Persėjo atšaka – stebima kryptimi nuo Galaktikos centro 1,5-2,4 kpc atstumu nuo Saulės. Trečioji Šaulio atšaka yra Galaktikos centro kryptimi 1,2-1,8 kpc nuo Saulės.
Galaktika turi sudėtingą, diferencijuotą sukimosi aplink savo ašį modelį (68 pav.). Pačių žvaigždžių greitis šerdyje siekia 1000–1500 km/s. Galaktikos rankų sukimosi greitis yra mažesnis už atskirų žvaigždžių judėjimo greitį, esantį tokiu pat atstumu nuo Galaktikos centro.
Saulės sistema yra netoli Galaktikos pusiaujo plokštumos 34 000 šviesmečių atstumu. metų nuo jo centro (tokiu atstumu, kai sutampa Galaktikos sukimosi greitis ir jos spiralinių rankų judėjimas). Išanalizavus 300 000 žvaigždžių tinkamus judesius spektro linijų poslinkyje dėl Doplerio efekto, buvo nustatyta, kad Saulės sistema juda artimiausių žvaigždžių atžvilgiu 20 km/s greičiu. Heraklio žvaigždyną ir kartu su jais 250 km/s greičiu sukasi aplink Galaktikos centrą Cygnus ir Cepheus žvaigždynų kryptimi. Dangaus sferos taškas, kurio kryptimi juda Saulės sistema, vadinamas viršūnė.
Saulės sistemos apsisukimo aplink Galaktikos centrą laikotarpis yra 195–220 milijonų metų. Vidutinė trukmė galaktikos metai(T G ) yra lygus 213 milijonų metų.
Medžiagos koncentracija tarpžvaigždinėje terpėje yra labai netolygi. Jis smarkiai didėja Galaktikos sukimosi plokštumoje ir 500 šviesmečių storio sluoksnyje. metų, kurių skersmuo 100 000 šviesų. metų yra 10 -21 kg/m 3. Tamsios, tankios dulkių medžiagos, sugeriančios žvaigždžių šviesą, debesys plika akimi matomi Paukščių Tako fone Cygnus, Ophiuchus, Scutum ir Sagittarius žvaigždynuose. Didžiausią tankį jis įgyja galaktikos šerdies kryptimi. 4–8 tūkstančių parsekų atstumu nuo galaktikos centro yra " molekulinis žiedas„Galaktikos yra GMO spiečius, sveriantis iki 3 × 10 9 mln.
Retos neutralios dujos, esančios toli nuo žvaigždžių, yra skaidrios optinei spinduliuotei. Dujų pasiskirstymo ir charakteristikų tarpžvaigždinėje terpėje ir GMO tyrimą palengvina molekulinio vandenilio (l = 0,21 m) ir hidroksilo OH (l = 0,18 m) radijo spinduliuotė (69 pav.).
Turbulentinė tarpžvaigždinė plazma sutelkta debesyse, užimanti apie 20% tarpžvaigždinės terpės. Už spiralės atšakų iki ± 900 kpc atstumu nuo Galaktikos plokštumos aptinkami reti plazmos debesys, kurių dydis mažesnis nei 26 pc, o elektronų tankis yra 0,1-0,3 dalelės/cm 3. Debesys spiralinėse rankose (± 200 pc nuo galaktikos plokštumos) turi iki 50 pc matmenų, elektronų tankis 0,2-1,0 dalelių/cm 3 . Žvaigždžių susidarymo zonose Galaktikos plokštumoje 10-50 pc dydžio debesų elektronų tankis siekia 1-10 dalelių/cm 3 .
Santykinis žvaigždžių amžius ir formavimosi tvarka galaktikoje nustatyti analizuojant žvaigždžių regionų – Galaktikos posistemių – cheminę sudėtį. Žvaigždžių gimimas Galaktikoje per milijardus metų sumažina tarpžvaigždinių dujų koncentraciją ir lėtina žvaigždžių formavimosi greitį, kol jis visiškai sustoja dėl „žaliavų trūkumo“ vėlesnių kartų žvaigždėms formuotis. Anksčiau žvaigždžių formavimosi greitis buvo daug didesnis. Dabar visoje galaktikoje tarpžvaigždinės dujos, sveriančios nuo 4 M¤ iki 10 M¤, kasmet virsta žvaigždėmis. Jis turi būti atnaujintas, kitaip jis būtų visiškai išnaudotas per pirmuosius 1–2 milijardus Galaktikos gyvavimo metų.
Pagrindinis tarpžvaigždinių dujų „tiekėjas“ yra žvaigždės, ypač paskutinėse jų evoliucijos stadijose: mėlynieji ir raudonieji milžinai bei supergigantai, novos ir supernovos per metus sukuria apie 1 M¤ tarpžvaigždinių dujų. Tikriausiai „Galaktika“ pritraukia dujas iš ją supančios erdvės (iki 1,2-2 M¤ per metus). Todėl tarpžvaigždinių dujų kiekis Galaktikoje mažėja labai lėtai.
Jo cheminė sudėtis pastebimai pasikeičia. I kartos žvaigždėse 12-15 milijardų metų sunkiųjų elementų koncentracija yra apie 0,1%.
II kartos pagrindinės sekos žvaigždės, kurių amžius 5–7 milijardai metų, turi iki 2% sunkiųjų elementų.
Šiuolaikiniuose difuziniuose ūkuose yra gana daug dulkių, įvairių dujų, sunkiųjų cheminių elementų ir sudėtingų molekulinių junginių. Jaunos O, B, A klasių žvaigždės, kurių amžius 0,1–3 milijardai metų atvirose klasteriuose, priklauso naujajai III žvaigždžių kartai. Juose yra apie 3-4% sunkiųjų elementų.
Galaktikos aureole stebimi „greitai“ atominio vandenilio debesys, judantys nepriklausomai nuo jo sukimosi. Kai kurie debesys, kuriuose yra apie 0,1 % sunkiųjų cheminių elementų, susideda iš medžiagos, kurią galaktika pritraukia iš aplinkinės erdvės. Kiti debesys susidaro iš galaktikos disko išmetant medžiagai supernovų sprogimų žvaigždžių spiečių ir kitų kosminių reiškinių metu; jų sudėtyje yra iki 1% sunkiųjų cheminių elementų.
Ryžiai. 70. Metinis tarpžvaigždinės terpės balansas Galaktikoje
Svarbus tarpžvaigždinės Galaktikos terpės komponentas yra kosminiai spinduliai- įkrautų elementariųjų dalelių, kurių energija yra iki 10 21 eV, srautai: protonai (91,7%), reliatyvistiniai elektronai (0,92%), helio atomų branduoliai (6,6%) ir sunkesni cheminiai elementai (0,72%). Nepaisant mažo kosminių spindulių erdvinio tankio (prie Žemės – 1 dalelė/cm 3× s), jų energijos tankis yra panašus į žvaigždžių bendros elektromagnetinės spinduliuotės energijos tankį, tarpžvaigždinių dujų šiluminio judėjimo energiją ir magnetinį. Galaktikos laukas. Pagrindinis kosminių spindulių šaltinis yra supernovos sprogimai.
Bendras Galaktikos magnetinis laukas turi apie 10–10 teslų indukciją. Lauko linijos paprastai yra lygiagrečios galaktikos plokštumai ir vingiuoja išilgai jos spiralių. Sąveikaujant su įkrautomis kosminių spindulių dalelėmis, Galaktikos magnetinis laukas išlenkia jų judėjimo trajektorijas pagal jėgos linijas ir sulėtina reliatyvistinius elektronus, generuodamas nešiluminę (sinchrotroninę) radijo bangų spinduliuotę, kurios bangos ilgis didesnis nei 1 m. „Variacijų“ tyrimas – kosminių spindulių charakteristikų erdviniai-laikiniai pokyčiai, veikiami įvairių procesų tarpžvaigždinėje erdvėje ir kosminiuose objektuose, leidžia tirti atskirų išplėstinės erdvės objektų ir visos galaktikos elektromagnetinius laukus. Didelė kosminių spindulių energija daro juos nepakeičiamais fizikų pagalbininkais tiriant materijos struktūrą ir elementariųjų dalelių sąveiką.
Pamokos pabaigoje mokiniams galite pasiūlyti užduotis pakartoti ir konsoliduoti medžiagą apie žvaigždes ir žvaigždžių sistemas (tarpžvaigždinių atstumų nustatymas, dvejetainių sistemų komponentų charakteristikos ir kt.), taip pat atlikti 18 pratimą:
18 pratimas:
- Kaip atrodytų Paukščių Takas, jei Žemė būtų: a) Galaktikos centre; b) galaktikos disko pakraštyje, 50 000 šviesmečių. metų nuo Galaktikos centro; c) viename iš rutulinių spiečių yra sferinis komponentas; d) 10 000 sv atstumu. metų virš Galaktikos šiaurinio ašigalio; e) stebėtojui Didžiajame Magelano debesyje?
- Apskaičiuokite galaktikos, esančios Saulės sistemos orbitinio judėjimo aplink galaktikos centrą, masę, jei Saulės sistemos masė M~ 1 M¤, o jo revoliucijos laikotarpis (galaktiniai metai) yra 213 milijonų metų.
- Sudarykite diagramą, kurioje bus nurodyti visi pagrindiniai kosminių objektų tipai, klasės ir grupės bei jų sistemos, kurios yra galaktikos dalis (71 pav.):
Ryžiai. 71
4. 1974 m. pagal SETI programą radijo žinutė apie sausumos civilizaciją buvo išsiųsta į rutulinį žvaigždžių spiečių M13 Heraklio žvaigždyne (atstumas 24 000 šviesmečių). Ar manote, kad jie lauks ir, jei „taip“, tai kada mūsų palikuonys lauks atsakymo?
5. Trijų tolimų galaktikų spektruose stebimas raudonasis poslinkis, lygus: z 1 = 0,1, z 2 = 0,5, z 3 = 3 spektrinių linijų bangos ilgiai. Kokiu radialiniu greičiu juda šios galaktikos? Nustatykite atstumą iki kiekvieno iš jų, atsižvelgdami į H = 50 km/s× Mpc.
6. Apskaičiuokite kvazaro 3C48 atstumą, linijinius matmenis ir šviesumą, jei jo kampinis skersmuo 0,56ќ, ryškumas 16,0 m, o tiesė l 0 = 2298× 10 -10 m jonizuoto magnio spektre pasislenka į padėtis l 1 = 3832 × 10 -10 m.
7. Kaip tarpžvaigždinės terpės šviesos sugertis įtakoja tolimų galaktikų atstumų ir dydžių nustatymą?
8. Klasikinis XIX amžiaus pasaulio vaizdas Visatos kosmologijos srityje pasirodė gana pažeidžiamas, nes reikėjo paaiškinti 3 paradoksus: fotometrinį, termodinaminį ir gravitacinį. Kviečiame šiuos paradoksus paaiškinti šiuolaikinio mokslo požiūriu.
Fotometrinis paradoksas (J. Chezot, 1744; G. Olbers, 1823) susivedė į klausimą „Kodėl naktį tamsu?
Jei Visata yra begalinė, vadinasi, joje yra begalė žvaigždžių. Esant santykinai vienodai žvaigždžių pasiskirstymui erdvėje, tam tikru atstumu esančių žvaigždžių skaičius didėja proporcingai atstumo iki jų kvadratui. Kadangi žvaigždės spindesys mažėja proporcingai atstumo iki jos kvadratui, bendras žvaigždžių šviesos susilpnėjimas dėl jų atstumo turėtų būti tiksliai kompensuojamas padidėjus žvaigždžių skaičiui, o visa dangaus sfera tolygiai ir ryškiai švyti.
Termodinaminis paradoksas (Clausius, 1850) siejamas su antrojo termodinamikos dėsnio ir Visatos amžinybės sampratos prieštaravimu. Pagal šiluminių procesų negrįžtamumą visi Visatoje esantys kūnai yra linkę į šiluminę pusiausvyrą. Jeigu Visata egzistuoja be galo ilgai, tai kodėl gamtoje šiluminė pusiausvyra dar nepasiekė, o šiluminiai procesai tęsiasi iki šiol?
Gravitacinis paradoksas (Seelinger, 1895) pagrįstas Visatos begalybės, homogeniškumo ir izotropijos nuostatomis.
Protiškai pasirinkite spindulio sferą R 0 taip, kad nehomogeniškumo ląstelės medžiagos pasiskirstyme sferos viduje būtų nereikšmingos, o vidutinis tankis būtų lygus vidutiniam Visatos tankiui r. Tegul sferos paviršiuje yra masės kūnas m, pavyzdžiui, Galaxy. Pagal Gauso teoremą apie centriškai simetrišką lauką, masės medžiagos gravitacinė jėga M, uždarytas sferos viduje, veiks kūną taip, tarsi visa medžiaga būtų sutelkta viename taške, esančiame sferos centre. Tuo pačiu metu likusi Visatos materija neprisideda prie šios jėgos. Kur: 
Išreikškime masę per vidutinį tankį r: 
. Tegul tada - kūno laisvojo kritimo pagreitis į rutulio centrą priklauso tik nuo rutulio spindulio R 0 . Kadangi rutulio spindulys ir rutulio centro padėtis parenkami savavališkai, jėgos, veikiančios bandomąją masę, neapibrėžtumas. m ir jo judėjimo kryptį.
9. Leiskitės į kelionę įsivaizduojama laiko mašina į mūsų metagalaktikos praeitį ir ateitį ir nupieškite, ką pamatytumėte: a) Didžiojo sprogimo momentu; b) 1 sekundė po jo; c) per 1 milijoną metų; d) po milijardo metų; e) 10 milijardų metų po Didžiojo sprogimo; f) po 100 milijardų metų; g) per 1000 milijardų metų.
10. Kuo kosmologiniai Visatos modeliai skiriasi nuo religinių Visatos paaiškinimų?
Pirmųjų 3 šios temos pamokų medžiagos tyrimo metodika aptariama E.Yu.Stepanovos, Yu.A. Kupryakova „Klausimų apie galaktiką studijavimas temoje „Visatos struktūra“.
Fizikos ir matematikos pamokose bei dirbdami su stipriais mokiniais galite pasinaudoti L.P. straipsnyje pateiktomis idėjomis. Surkova, N.V. Lisinas „Problemų elementai dėstant astronomiją pedagoginiame institute“. Anot autorių, „Astronominių žinių pagrindas ir šaltinis yra stebėjimai, kurie tampa pagrindiniu probleminės situacijos kūrimo būdu (remiantis savo stebėjimais, gyvenimiškomis situacijomis, darbu su nuotraukomis, piešiniais ir pan., taip pat ir susitikus su stebinčiaisiais). rezultatai, kurie tariamai yra nepaaiškinami savo prigimtimi ir paskatino suformuluoti mokslinę problemą mokslo istorijoje).
Skirtingų požiūrių į tyrimo strategiją pasirinkimo egzistavimas įgyvendinamas konkuruojančių mokslinių hipotezių forma. Tai leidžia panaudoti skirtingų mokslininkų požiūrių ir pozicijų demonstravimą sprendžiant tam tikrą problemą, kad paskaita įgautų probleminį pobūdį. kvazarai ir galaktikos branduoliai, kuriuose kaip aktyvumo šaltinis buvo pasiūlytas: multipulsarinis modelis su daugybe sprogimų žvaigždžių susidūrimo metu; besikaupiančios supermasyvios juodosios skylės modelis; supermasyvios besisukančios magnetoplazmos kūno modelis – magnetoidas. ) Galaktikos spiralinės struktūros atsiradimas (Lindblado, Lino ir Shu bangų teorija, Gerolio ir Seideno, Jaanistės ir Saaro idėja, šakų susidarymas išstumiant dujas iš galaktikų centro).
Taip pat patartina temą „Galaktikos struktūra“ pateikti istorine prasme. Užduotis iškelta mintyse sekti mokslininkų keliu. Pirmiausia atliekami stebėjimai (demonstracijos, lankymasis planetariume). Pateikiama užduotis: remiantis žvaigždžių skaičiaus atskirose dangaus vietose palyginimu ir žvaigždžių ryškumo skirtumais, pabandykite pateikti supančio pasaulio vaizdą, atsižvelgdami į supaprastinančius veiksnius (pvz., Herschel). Paskaitoje apibendrinama ši užduotis ir keliamas klausimas „Kas ir kaip turėtų pasikeisti pateiktame paveikslėlyje, jei Herschelio prielaidos yra neteisingos? Tada kartu su demonstracijomis apžvelgiami modernūs Galaktikos tyrinėjimo metodai ir rezultatai.
Pirmasis variantas „leidžia istorine seka apsvarstyti daugybę užduočių, su kuriomis susiduria tyrinėtojai, ir taip pasinaudoti probleminio mokymo metodo teikiamais pranašumais: pradėti formuoti informaciją apie Galaktikos struktūrą ir dydį, remiantis pasiskirstymo studijomis. žvaigždžių, palaipsniui papildydami ir gilindami medžiagą informacija apie kitus objektus“, prieš tai supažindinus studentus su matomu žvaigždžių pasiskirstymu danguje ir Paukščių Tako sandara.
- - testai - užduotis
Žvaigždžių pasiskirstymas Galaktikoje pasižymi dviem išskirtiniais bruožais: pirma, labai didelė žvaigždžių koncentracija galaktikos plokštumoje ir, antra, didelė koncentracija Galaktikos centre. Taigi, jei šalia Saulės, diske, 16 kubinių parsekų yra viena žvaigždė, tai Galaktikos centre yra 10 000 žvaigždžių viename kubiniame parseke. Be padidėjusios žvaigždžių koncentracijos, Galaktikos plokštumoje taip pat yra padidėjusi dulkių ir dujų koncentracija.
Galaxy matmenys:
- Galaktikos disko skersmuo yra apie 30 kpc (100 000 šviesmečių),
– storis – apie 1000 šviesmečių.
Saulė yra labai toli nuo galaktikos šerdies – 8 kpc (apie 26 000 šviesmečių) atstumu.
Galaktikos centras yra Šaulio žvaigždyne kryptimi? = 17h46,1m, ? = –28°51′.
Galaktika susideda iš disko, halo ir vainiko. Centrinė, kompaktiškiausia galaktikos sritis vadinama šerdimi. Šerdyje yra didelė žvaigždžių koncentracija, o kiekviename kubiniame parseke yra tūkstančiai žvaigždžių. Jei gyventume planetoje šalia žvaigždės, esančios netoli Galaktikos šerdies, tada danguje būtų matomos dešimtys žvaigždžių, kurių ryškumas prilygsta Mėnulio ryškumui. Įtariama, kad Galaktikos centre yra didžiulė juodoji skylė. Beveik visa tarpžvaigždinės terpės molekulinė medžiaga yra sutelkta galaktikos disko žiedinėje srityje (3–7 kpc); jame yra daugiausia pulsarų, supernovų liekanų ir infraraudonosios spinduliuotės šaltinių. Regimą spinduliuotę iš centrinių Galaktikos regionų nuo mūsų visiškai slepia stori sugeriančios medžiagos sluoksniai.
Galaktikoje yra du pagrindiniai posistemiai (du komponentai), išdėstyti vienas kito viduje ir gravitaciškai sujungti vienas su kitu. Pirmoji vadinama sferine – halo, jos žvaigždės susitelkusios link galaktikos centro, o medžiagos tankis, esantis aukštai galaktikos centre, gana greitai krenta tolstant nuo jos. Centrinė, tankiausia aureolės dalis per kelis tūkstančius šviesmečių nuo Galaktikos centro vadinama iškilumu. Antrasis posistemis yra didžiulis žvaigždžių diskas. Tai atrodo kaip dvi plokštės, sulankstytos kraštuose. Žvaigždžių koncentracija diske yra daug didesnė nei aureole. Disko viduje esančios žvaigždės juda apskritimo trajektorijomis aplink Galaktikos centrą. Saulė yra žvaigždžių diske tarp spiralių.
Galaktikos disko žvaigždės buvo vadinamos I populiacijos tipu, halo žvaigždės – II populiacijos tipu. Diskas, plokščiasis galaktikos komponentas, apima ankstyvųjų O ir B spektrinių tipų žvaigždes, atvirų spiečių žvaigždes ir tamsius dulkėtus ūkus. Aureoles, priešingai, sudaro objektai, atsiradę ankstyvosiose Galaktikos evoliucijos stadijose: rutulinių spiečių žvaigždžių, RR Lyrae tipo žvaigždžių. Žvaigždės su plokščiu komponentu, palyginti su žvaigždėmis su sferiniu komponentu, išsiskiria didesniu sunkiųjų elementų kiekiu. Sferinio komponento gyventojų amžius viršija 12 milijardų metų. Paprastai tai laikoma pačios galaktikos amžiumi.
Palyginti su aureole, diskas sukasi pastebimai greičiau. Skirtingais atstumais nuo centro disko sukimosi greitis nėra vienodas. Apskaičiuota, kad disko masė yra 150 milijardų M. Diske yra spiralinės šakos (rankovės). Jaunos žvaigždės ir žvaigždžių formavimosi centrai yra daugiausia išilgai rankų.
Diskas ir aplinkinė aureolė yra įterpti į vainiką. Šiuo metu manoma, kad „Galaxy“ vainiko dydis yra 10 kartų didesnis nei disko dydis.
