Способы определения размеров расстояния массы галактик
ЗАКОН ВСЕМИРНОГО ТЯГОТЕНИЯ
где m1, m2 — массы тел, r — расстояние между ними, G — гравитационная постоянная (в СИ G = 6,67*10 -11 ( H м 2 )/кг 2 )
ОПРЕДЕЛЕНИЕ РАССТОЯНИЯ ДО ЗВЕЗД
Угол (), под которым со звезды был бы виден средний радиус земной орбиты ( a ), расположенный перпендикулярно направлению на звезду, называется годичным параллаксом.
Расстояние до звезды, которое соответствует параллаксу в 1 » , называется парсеком (пк).
ОПРЕДЕЛЕНИЕ РАЗМЕРОВ ГАЛАКТИК
Обозначив расстояние до галактики через r , линейный диаметр — D , угловой диаметр — d» , легко вывести следующую формулу для определения диаметра галактики:
где D и r выражены в парсеках, а d» — в секундах дуги.
Линейный диаметр ближайшей к нам спиральной галактики — Туманности Андромеды — не менее 40 кпк, то есть превышает диаметр нашей галактики.
ОПРЕДЕЛЕНИЕ МАСС ГАЛАКТИК
Масса ядра галактики:
где R- диаметр ядра, v- линейная скорость вращения, G — гравитационная постоянная.
Масса нашей Галактики — 10 40 кг.
На протяжении веков разные космологические модели сменяли друг друга, но считалось абсолютно незыблемым, что Вселенная бесконечна во времени и пространстве. Звездное небо над головой являлось символом вечности и неизменности.
В XX веке стали известны два экспериментальных факта, подтверждающих расширение Вселенной:
1. красное смещение, 2. реликтовое излучение.
В 1929 году, исходя из наблюдений спектров галактик, американский астроном Эдвин Хаббл сформулировал закон: скорости удаления галактик возрастают пропорционально расстоянию до них:
Этот закон получил название закона Хаббла . Постоянная Хаббла в настоящее время принимается равной .
Закон Хаббла вовсе не означает, что наша Галактика является центром, от которого и идет расширение. В любой точке Вселенной наблюдатель увидит ту же самую картину: все галактики имеют красное смещение, пропорциональное расстоянию до них. Поэтому иногда говорят, что расширяется само пространство. Это, естественно, следует понимать условно: галактики, звезды, планеты и мы с вами не расширяемся.
В настоящие время принято считать, что разбегание галактик, связанное с общим расширением окружающей нас части Вселенной, есть результат Большого Взрыва.
Источник
Способы определения размеров расстояния массы галактик
§ 29. ДРУГИЕ ГАЛАКТИКИ
1. Открытие других галактик. В начале XX в. было доказано, 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. Огромные расстояния, отделяющие Солнечную систему от этих миров, почти лишают нас возможности видеть их невооруженным глазом. Зато телескоп раскрывает перед человеком поистине глубины Вселенной: крупнейшим современным телескопам доступна область Вселенной, в которой находятся миллиарды галактик. Исследованием мира галактик занимается внегалактическая астрономия. Подобно физике элементарных частиц, проникающей в тайны невидимого микромира, внегалактическая астрономия изучает разнообразные, очень далекие от нас, не видимые невооруженным глазом космические объекты безграничного мегамира, непрерывно 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 цефеиды, новые и сверхновые звезды.
Обозначив расстояние до галактики через r, линейный диаметр — D, угловой диаметр — d˝, легко вывести следующую формулу для определения диаметра галактики:
где D и г выражены в парсеках, a d˝ — в секундах дуги.
Линейный диаметр Туманности Андромеды не менее 40 кпк, т. е. превышает диаметр нашей Галактики.
Смещение спектральных линий, наблюдаемое в различных частях какой-нибудь близкой к нам галактики, свидетельствует о том, что галактики вращаются. Если область галактики, расположенная на окраине (на расстоянии R от ее центра), имеет линейную скорость вращения v, то центростремительное ускорение этой области будет . Приравняем его к гравитационному ускорению, получаемому из закона всемирного тяготения , где М — масса ядра галактики:
,
отсюда найдем массу ядра галактики:
. (52)
Масса всей галактики на один-два порядка больше массы ее ядра. Например, масса ядра галактики в созвездии Андромеды порядка 10 40 кг (примерно 10 10 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 размерами, числом входящих в них звезд, светимостями, внешним 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 NGC 224, NGC 3034 («Новый общий каталог» — New General Catalogue ).
По внешнему виду галактики условно разделены на три основных типа: эллиптические, спиральные и неправильные.
Пространственная форма эллиптических галактик — эллипсоиды с разной степенью сжатия. Среди эллиптических галактик встречаются гигантские и карликовые. Почти четверть всех изученных галактик относится к эллиптическим. Это наиболее простые по структуре галактики. Распределение звезд в них равномерно убывает от центра, пыли и газа почти нет. Самые яркие звезды — красные гиганты.
Рис. 97. Туманность Андромеды.
Рис. 98. Галактика «Водоворот» в созвездии Гончих Псов.
Спиральные галактики — самый многочисленный тип галактик (рис. 97, 98). К нему относятся наша Галактика 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 невооруженным глазом. Массы спиральных галактик — порядка 10 9 —10 12 масс Солнца. Ближайшая к нам галактика М 31 не только красива, но и опасна. Через несколько миллионов 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 нашей Галактики (рис. 99). Они находятся сравнительно недалеко от нас, на расстоянии всего лишь в полтора раза большем диаметра Галактики. Магеллановы Облака значительно меньше нашей Галактики по массе и размерам. Изучение Магеллановых Облаков позволяет получить ценнейшие сведения о звездах, звездных скоплениях и диффузной материи. Вспомните, например, об открытии сверхновой звезды в Большом Магеллановом Облаке (с. 151).
Рис. 99. Неправильные галактики: Большое(слева) и Малое(справа) Магеллановы Облака(соответственно в созвездиях Золотой Рыбы и Тукана).
Нередко встречаются и другие виды галактик, которые но своим свойствам отличаются от эллиптических, спиральных и неправильных. Таковы, например, взаимодействующие галактики. Они обычно находятся на небольших расстояниях друг от друга, связаны «мостами» из светящейся материи, иногда как бы пронизывают одна другую.
4. Радиогалактики и активность ядер галактик. Некоторые галактики обладают исключительно мощным радиоизлучением, превосходящим видимое излучение. Это радиогалактики . Одна из них находится в созвездии Лебедя (Лебедь А). Ее видимая звездная величина — примерно 18 m (будучи столь слабым объектом в оптическом диапазоне, эта галактика даже не была внесена в каталог NGC ). Но абсолютная звездная величина галактики Лебедь А, находящейся от нас на расстоянии около 200 Мпк, достигает -20,5 m . Это такая же гигантская система, как и наша Галактика. Но, в отличие от нашей и других «нормальных» галактик, Лебедь А излучает в радиодиапазоне больше энергии, чем в оптическом диапазоне. В Лебеде А видно два ядра, образование которых скорее всего связано с мощным взрывом в центре этой галактики (хотя, возможно, это результат столкновения двух галактик).
Другой известный источник радиоизлучения — шаровая галактика NGC 5128 в созвездии Центавра (рис. 100). На фотографии этой галактики четко выделяются огромные облака темной пылевой материи, которые как бы разделяют галактику на две части.
Рис. 100. Радиогалактика Центавр А.
Рис. 101. Радиогалактика Дева А.
Водной из ближайших к нам радиогалактик (Дева А; М 87 или NGC 4486) хорошо видна газовая струя, устремленная из ядра (рис. 101). Длина струи достигает нескольких тысяч световых лет, внутри нее заметны отдельные сгущения.
Еще недавно считалось, что самые грандиозные проявления 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 облаков газа с массой в миллионы солнечных масс; нетепловое (т. е. не связанное с нагреванием) радиоизлучение из околоядерной области; взрывы, превращающие галактику в радиогалактику. Причина активности ядер галактик пока не выяснена. На протяжении многих лет активность ядер галактик в нашей стране исследовали академик В. А. Амбарцумян ( 1908 —1996) и его ученики.
5. Квазары. Радионаблюдения привели в 1963 г . к открытию удивительных звездоподобных источников радиоизлучения. Они были названы квазарами . Сейчас их открыто более тысячи. Самый яркий квазар, имеющий обозначение ЗС 273 (ЗС — сокращенное название третьего Кембриджского каталога радиоисточников), виден как звезда 12,6 m . В действительности этот квазар, находящийся от нас на расстоянии около 3 млрд. св. лет, излучает больше энергии в оптическом диапазоне, чем самые яркие галактики. Светимость этого квазара в 500 раз превосходит светимость галактики в Андромеде. В радиодиапазоне мощность излучения ЗС 273 сравнима с радиоизлучением Лебедя А. Кроме того, этот квазар оказался одним из самых мощных источников 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 оставался 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 массами. Вычисления показывают, что массы квазаров достигают многих миллионов солнечных масс. Чтобы вызвать и длительное время поддерживать сверхмощное излучение квазаров, требуется энергия, которую не может обеспечить ни один из известных ныне источников, включая термоядерный синтез. Свет и радиоизлучение от самых далеких из известных ныне квазаров идет к нам более 10 млрд. лет. Скорее всего квазары — это исключительно активные ядра очень далеких галактик.
Источник
Определение размеров, расстояний и масс галактик
Классификация галактик и их спектры
В темную безлунную ночь в созвездии Андромеды можно различить даже невооруженным глазом слабое туманное пятнышко, называемое туманностью Андромеды на фотографиях, полученных при помощи телескопа оно оказывается большой звездной системой, имеющей спиральную структуру и, как уже упоминалось, во многом сходной с нашей Галактикой. При помощи телескопов сфотографировано очень много подобных объектов. Их назвали внегалактическими туманностями или галактиками.
Строение галактик изучают по их фотографиям; Несмотря на многообразие форм, основные элементы структуры галактик такие же, как и у нашей звездной системы. Большинство из них в центре имеет’ более яркое уплотнение — центральное сгущение, в то время как внешние части во многих случаях имеют спиральное, строение иногда едва заметное, а иногда и ярко выраженное. По внешнему виду галактики делятся на эллиптические, спиральные, неправильные и пекулярные.
Эллиптические галактики (Е) имеют форму эллипсоидов без резких границ. Яркость плавно увеличивается от периферии к центру, а внутренняя структура, как правило, отсутствует.
Спиральные галактики (S) — наиболее многочисленны К ним принадлежит более половины наблюдаемых галактик. Типичными представителями являются наша Галактика и туманность Андромеды В отличие от эллиптических галактик, в них наблюдается структура в виде характерных спиральных ветвей.
Спиральные ветви галактик являются областями преимущественного звездообразования. Об этом свидетельствует наличие в них молодых горячих звезд, на больших расстояниях вокруг себя ионизующих водород
Неправильные галактики (I). Примером галактик этого типа являются Магеллановы Облака, хотя в одном из них были обнаружены следы спиральной структуры Неправильные галактики характеризуются отсутствием центральных уплотнений и симметричной структуры, а также низкой светимостью и относительно высоким содержанием нейтрального водорода
Пекулярные галактики. Так называются галактики, которые обладают теми или иными особенностями, не позволяющими отнести их ни к одному из перечисленных выше классов.
По цвету излучения можно судить о спектральных классах, к которым принадлежит большинство звезд галактики. Для галактик, а когда это возможно, и для отдельных их частей, находят показатели цвета теми же методами, что и для звезд. Однако при этом следует учитывать красное смещение, а также покраснение, вызванное поглощением света в них и в нашей Галактике.
Большой интерес представляют взаимодействующие галактики, состоящие из двух, и более (до 8) звездных систем — компонентов. Компоненты соединены между собой полосами светлой материи или оказывается погруженным в облако звезд, создающих вокруг них как бы туман.
Обозначив расстояние до галактики через — r, линейный диаметр – D, угловой диаметр – d // , легко вывести следующие формулу для определения диаметра галактики: D=rd // /206256
где D и r выражены в парсеках, a d» в секундах дуги.
Линейный диаметр ближайшей к нам галактики (Туманности Андромеды) не менее 40 кпк, т. е. превышает диаметр нашей Галактики.
Смещение спектральных линий, наблюдаемое в различных частях какой-нибудь близкой к нам галактики, свидетельствует о том, что галактики вращаются. Если область галактики, расположенная на окраине, имеет линейную скорость вращения V, то центростремительное ускорение этой области будет v 2 /R. Приравниваем его к гравитационному ускорению, получаем закон тяготения GM/R 2 , где М — масса ядра галактики: GM/R 2 =V 2 /R отсюда найдем массу ядра галактики: М= Rv 2 /G.
Масса всей галактики на один — два порядка больше массы ее ядра Например, масса ядра галактики в созвездии Андромеды 10 40 кг, а всей галактики — примерно в 100 раз больше (такова же примерно и масса нашей галактики).
Нам важно ваше мнение! Был ли полезен опубликованный материал? Да | Нет
(51)
. Приравняем его к гравитационному ускорению, получаемому из закона всемирного тяготения 
, где М — масса ядра галактики:
,
. (52)
