НАША ГАЛАКТИКА

1. Молочний шлях. Галактичні координати.
2. Зоряні скупчення та асоціації.
3. Власні рухи та променеві швидкості зір.
4. Рух сонячної системи. Обертання Галактики

1. Молочний шлях. Галактичні координати.

Галактику досліджують в R, інфрачервоному і -діапазонах випроміінювання. Розподіл водню в галактиці вивчають за спостереженнями радіохвиль.

Ценр Галактики знаходиться в Сузір’ї Стрільця, поблизу його межі з сузірям скорпіона. Центр Галактики закритий газопиловими хмарами. які послаблюють світло на 30^m.

Підрахунки зір на однакових за розмірами ділянках неба з різною галактичною широтою свідчать про те. що із віддаленням від Галактичного екватора кількість зір до заданої величини m зменшується. Згідно цих підрахунків 95% усіх зір Галактики розташованого у Молочному шляху.

Підрахунки показали, що Галактика подібна на велетенський диск діаметром приблизно 30 кПс, а це 190000 світлових років. Сонце знаходиться недалеко від галактичної площини на відстані 10 кПс (30000 св. р.) від центра Галактики. Галактика має складну спіральну структуру.

2. Зоряні скупчення і асоціації.

Зоряними скупченнями називаються групи динамічно зв’язаних між собою зір в яких нараховується велика кількість об’єктів.

Розрізняють два види скупчень:

1) Розсіяні скупчення – містять декілька десятків і сотень зір.

2) Кульові скупчення – містять десятки і сотні тисячі зір.

Розсіяні зоряні скупченя зустрічаються поблизу галактичної площини. Відомо більше 800 таких об’єктів в радіусі декількох кілопарсек від сонця. Дальші розсіяні скупчення виявити важко. Якщо густина розсіяних зоряних скупчень в Галактиці стале, то в нашій зоряній системі існує десятки тисяч розсіяних зоряних скупчень. Найбільш відоме розсіяне зоряне скупчення Пледи, що знаходиться в сузір’ї Тельця. Воно знаходиться на віддалі 130 Пс. і Гіади – на віддалі 40 Пс.

Для того, щоб відрізнити зорі, які належать до скупчення від зір, які проектуються на ту ж область неба – будують діаграму спектр – світність.

На діаграмі для розсіяних скупчень добре помітна головна послідовність. Гілка Гігантів – відсутня або майже не відсутня.

Внаслідок того, що всі зорі скупчення знаходяться майже на однаковій віддалі його діаграма колір – видима зоряна величина відрізняється від звичайної зсувом вздовж вертикальної осі на величину модуля віддалі, а внаслідок впливу міжзоряного поглинання світла – зміщена на горизонтальній осі. Тоді зорі, які не потрапляють в зону зміщень не належать до скупчення. Перевірити чи належать зорі до скупчення можна вивчити їх власні рухи та променеві швидкості, які для зір скупчення повинні бути приблизно однакові. Виділивши зорі, які належать скупченнюм і знайшовши нормальне положення головної послідовності, можна визначити модуль віддалі, а знаючи віддаль, можна обчислити лінійні розміри скупчення. Лінійні розміри скупчення становлять від 2 до 20 Пс.

Кулясті скупченння сильно виділяються на оточуючому фоні завдяки великій кількості зірок. що входять до них. Всередньому діаметр кульових скупчень дорівнює 40 Пс.

Кульові скупчення видно на великих відстаннях нашої Галактики, тому спостережувана їх кількість ( 100) приблизно дорівнює їх кількості в Галактиці.

Кульові скупчення виявлені в інших галактиках (в Магеланових хмарах. туманності Андромеди).

Кульові скупчення утворюють сферичну підсистему і сильно концетруються до центра Галактики. Відомо 130 кулястих скупчень.

На діаграмі колір – видима зоряна величина виділяється характерно для кульвих скупчень горизонтальна гілка гігантів з’єднується з головною послідовністю, а головна послідовність розпочинається в області світииостей ніж на звичайній діаграмі Герцшпрунга – Рассела.

В кульових скупченнях часто спстерігається значна кількістьзміних зір типу RR Ліри. які дають можливість віддаль до цих об’єктів.

Верхня частина головної послідовності малозаселена. Існує майже вертикальна гілка червоних гігантів і надгігантів. У горизонтальній гілці є розрив – провал Шваврцшільда в який потрапляють зорі типу RR Ліри.

Суттєва відмінність вигляду діаграм спектр – світність розсіяних і кулястих скупчень свідчить про значну різницю їх віку.

Виявили,що деякі кулясті скупчення зір є джерелом потужного рентгенівського випросмінювання. Що пов’язують з випаднням міжзоряного газу на чорні діри, які, вважаються в центрах кулястих скупчень.

В 1947р. В.А Амбарцумяном і його співробітниками виявлені групи зір названі зоряними асоціаціями.

Відомо два типи асоціацій:

1) О-асоціації

До О-асоціацій належать зорі різних спектральних класів від 0 до 32. Розміри О-асоціації десятки і сотні Пс.. Вони в багато більші за розсіяні зоряні скупчення. Вони в багато раз більші за розсіяні зоряні скупчення.

2) Т- асоціації складаються типу Т-тельця.

Найближча Т-асоціація а знаходиться у сузір’ї Оріона. У ній налічується понад 600 зір типу Тельця.

О і Т-асоціації бувають усередині потужних газово-пилових комплексів. Очевидно, тут згруповані зорі, які лише розпочинабть свій розвиток. Довгий час дискутувалося питання про стійкість асоціацій. Вважали, що швидкості окремих зір у них надто великі, щоби ці утворення були стійкими. Виявилось, що в асоціації входить і багато інших . які раніше вважали зорями фону. Таким чином, питання про стійкість відпало.

4. Рух Сонячної системи.

Знайдені із спостереження швидкості зір не відображають повністю їх рухів у галактиці. Це є переносні рухи (рух відносно рухомої системи відліку).

Швидкості зір, звільнені від впливу руху сонця,називаються пекулярними швидкостями. Для визначення пекулярних необхідно визначити просторові компоненти швидкості сонця.

Точка неба на яку рухається сонце називається сонячним апексом, а діаметрально протилежна – антиапексом. Просторову швидкість V_c іположення апексу визначається положенням апексу визначається шляхом аналізу променевих швидкостей цілих груп в яких налічується велика кількість зір, розташованих у різних ділянках неба. Середнє значення променевих швидкостей у кожній групі і дасть паралактичний компонент променевої швидкості всієї групи, бо пекулярні швидкості різні за модулем і напрямом, а їх проекції на промінь зору взаємно виключаються. Як показують обчислення сонця рухається з швидкістю V_c=19,5км/сек в напрямі сузір’я Геркулеса до його зорі ( °). Ця точка називається стандартним сонячним апексом. Стандартний антиапекс знаходиться в сузір’ї голуба.

Якщо розглянути рух сонця відносно найближчих зір то знаходять апекс основного руху сонця. Його координати °. Він також знаходиться в сузір’ї Геркулеса, а його антиапекс в сузір’їголуба.

Кутова швидкість обертання зменшується в міру зростання відстані від центра Галактики, але це зменшення є повільнішим, ніж цьоговимагають закони Кеплера. Лінійна швидкість обертання з відстанню від центра спочатку зростає, досягає максимуму близько 250 км/сек на відстані сонця і надалі повільно зменшується.

За значенням швидкостей зір на різних відстаннях від центра Галактики з’ясовано особливості розподілу її маси і оцінено загальну масу галактики. Маса Г 160*10⁹ m_c, причому не менше 20% мало б бути рівномірно розподілено в усій Галактиці.

Можна говорити про два основнірухи сонця в Галактиці:

1) у напрямі сузір’я Геркулеса з швидкістю 16км/сек відносно найближчих зір.

2) у напрямі сузір’я Лебедя з швидкістю 250 км/сек (рух разом з найближчими зорями навколо центра Галактики).

Сонце здійснює один обертнавколо центра Галактики за 200 млн років. Цей проміжок часу називають Галактичним роком.

ЛЕКЦІЯ 12

ГАЛАКТИКИ І ВСЕСВІТ.УТВОРЕННЯ ТА ЕВОЛЮЦІЯ ВСЕСВІТУ.

1. Класифікація галактик та їх спектри.
2. Визначення віддалей до галактик.
3. Фізичні властивості галактик.
4. Надзорі, квазари, просторовий розподіл галактик.

1. Класифікація галактик та їх спектри

1.Темної ночі в сузір’ї Андромеди можна помітити слабку туманну пляму –– називається туманність Андромеди. На фотографіях –– виглядає як велика зоряна система, яка має спіральну структуру подібна на нашу Галактику.

В південній частині неба видно дві наближені до нас зоряні системи –– Велика і Мала Магелланові хмари. Їх називають позагалактичними туманностями, або галактиками.

Будову галактик вивчають за фотографіями. У більшості галактик в центрі існує яскраве згущення, а зовнішня частина у більшості випадків має спіральну структуру. За зовнішнім виглядом галактики поділяють на :

еліптичні; спіральні; неправильні і пекулярні.

Екліптичні галактики (Е)

До (Е) галактик належать такі, що мають вигляд кругів або еліпсів. Їх яскравість плавно зменшується від центра до периферії. При збільшенні тривалості експозиції форма Е галактик не змінюється, але у зовнішніх областях виявляється велика кількість зірок, але криві однакової зоряної густини зберігають такі ж екліптичні обриси, які видно на фотографіях, зроблених при коротких експозиціях.Наприклад Е галактики: –– супутник галактики Андромеди –– NGC-205 (Новий загальний каталог). Галактика NGC-205 на фотографіях з великою експозицією розділяється на зорі. В системі NGC-205 астроном Барде виявив дві темні плями, які вказують на присутність пилу, а також виявлено до десятка яскравих зір класу В.Найяскравішими зорями, що населяють NGC-205 є червоні гіганти.

Спіральні галактики (S)

S – Галактики складаються з ядра і декількох рукавів або віток. У спіральних галактик (SA) ці витки виходять безпосередньо з ядра(туманність Андромеди, Наша Галактика). У пересічених (SB) галактиках спіральні витки розпочинаються біля кінців подовгастого утворення в центрі якого знаходиться овальне потовщення. Створюється враження, що дві спіралі з’єднані перетинкою (баром) від кінців якої розпочинаються спіральні гілки. Спіральні галактики (S) і (SB) поділяють залежно від ступеня їх розвитку рукавів на підкласи відповідно: Sa, Sb, Sc, Sd і відповідно: Sba, SBb, SBc, SBd.

Галактика Sa – основною складовою частиною є ядро, а спіралі майже не помітні. У Sb – спіралі розвинуті більше, а в типів Sc та Sd майже вся речовина скупчена в спіральних рукавах, а ядро дуже мале.

Приклад: Туманність Андромеди М-31–спіральна галактика,

NGC-1300– спіральна галактика з перемичкою,

Наша Галактика –подібна до туманності Андромеди.

До галактик типу Sa – туманність NGC 4736 в сузір’ї Гончих Псів і NGC 4594 – в сузір’ї Діви

Sb– NGC 3031 в сузір’ї Великої Ведмедиці

NGC 5746 в сузір’ї Діви, видима в профіль

Sc– NGC 4631 в сузір’ї Гончі Пси

NGC 4565 в сузір’ї Волосся Вероніки.

Межі підкласів в даній класифікації дуже умовні. Ступені розвитку рукавів спіральних туманностей мають різноманітні проміжні значення, що говорить про еволюційний розвиток туманностей. Зараз неможливо з певністю сказати в якому напрямі відбувається еволюція спіральних туманностей: – від типу Sa до Sc чи навпаки , але без сумніву, тип Sb є проміжною стадією еволюції.

Будова спіральних галактик.

Найближчі до нас – NGC 224 тип Sb в сузір’ї Андромеди і спіральна туманність NGC 598 тип Sc в сузір’ї Трикутника. Туманність в сузір’ї Андромеди знаходиться на віддалі 205000 пс, її площина утворює з променем зору 15º (видима майже в профіль), діаметр (за фотографіями) 2º 40´, лінійний діаметр:

D = 2.205000 * tag 1º 20´ = 9500 пс,

що у декілька раз менше за діаметр Нашої Галактики. Оцінки розмірів інших галактик давали такі розміри, як у спіралі Андромеди. На основі цього було зроблене припущення, що Наша Галактика значно більша за розмірами за інші подібні зоряні системи. Пізніше виявилось, що на фотографія видно лише внутрішні області туманності.

При вимірюванні яскравості туманності Андромеди чутливим фотоелектричним фотометром виявилось, що туманність простягається на багато далі ніж показують фотографії. Кутові розміри було оцінено в 7º 30´, що дає 27000 пс. Отже, спіральна галактика Андромеди в декілька раз більша за Нашу Галактику. Галактика в сузір’ї Андромеди подібна на нашу галактику ній виявлено 140 кульових скупчень, які оточують основне тіло галактики. Також виявлено наявність темної поглинаючої речовини.

В туманності Андромеди постійно спалахують нові зорі (≈30 на рік). В 1885 році в ній відбувається спалах наднової зорі. До складу туманності Андромеди входять Цифеїди та змінні зорі інших типів. Галактику в сузір’ї Андромеди можна вважати двійником Нашої Галактики.

В 1949р В.А.Амбарцумян вказав на відсутність в туманності Андромеди білих над гігантів з абсолютною зоряною величиною – ,5 і біль яскравих. В Нашій Галактиці такі зорі існують, також вони існують в спіралях типу Sc .

Характерний для Sc розвиток рукавів має друга найближча до нас туманність NGC 598 в сузір’ї Трикутника. Можливо і вона є двійником Нашої Галактики.

Що являють собою спіральні рукави?

На фотографіях, одержаних через червоний фільтр, спіралей не видно, видно лише рівномірно освітлений фон. Це говорить про те, що спіралі складаються з білих і голубуватих зір.

При візуальному спостереженні підвищена чутливість ока до червоного та жовтого світла також згладжує різницю в блиску і не дає можливості розглянути спіральну структуру.

Отже, спіральні галактики – гігантські дископодібні скупчення жовтих і червоних зір. Їх головній площині знаходиться не дуже багато чисельні зорі розташовані у вигляді спіралі. Біло-голубі зорі – найбільш суттєва особливість галактик, але їх маса дуже мала в порівнянні з масою всієї системи.

Виміряні спектральним методом променеві швидкості показали, що вони різні по різні сторони від ядра галактики. Це можливо лише при умові, що спіральні галактики обертається відносно ядра (свого центра).

Детальне дослідження показало, що обертання в різних точках відбувається з різними швидкостями. В Галактиці Андромеди кутова швидкість центральних областей приблизно однакова, але при наближенні до країв ядра вона різко падає до нуля. Області на віддалі ≈500 пс від центра не беруть участі загальному обертанні галактики. При дальшому віддалені від центра кутова швидкість знову зростає і досягає максимуму на віддалі ≈1500 пс, після чого повільно зменшується.

Не відомо чи падіння швидкості до нуля біля країв ядра є властивістю всіх спіральних галактик чи лише типу Sb

Невідомий напрям обертання галактик по відношенні до спіральних рукавів (спіраль закручується чи розкручується).

Останнім часом схиляються до думки, що галактики обертаючись тягнуть за собою рукави спіралей, тобто, що галактики „закручуються”.

Проміжними між еліптичними і спіральними галактиками є тип лінзоподібних галактик (SO).Як і галактики типу Е, вони не мають певної структури, але яскравість від центра до краю в них змінюється стрибками. У цих галактиках виділяють ядро, дуже сплюснуте згущення –лінзу і слабкий, іноді кільцеподібний ореол.

Неправильні галактики.

Представниками неправильних галактик є Велика і Мала Магелланові Хмари. Неозброєним оком вони спостерігаються як шматки Чумацького шляху. Око не розрізняє в них окремих зір. Вони мають величезні розміри. На великій Хмарі видимий диск Місяця вклався б 200 раз, а на малій – 70 раз. Всередині телескопа: Магеланові Хмари складаються з великої кількості зірок. Серед зір зустрічаються зорі всіх спектральних класів включно із змінами різних типів, також білі гіганти і надгіганти, які відсутні в еліптичних галактика і ядрах спіралей. В Магеланових Хмарах є кульові скупчення, розсіяні скупчення і газові туманності. (Всі об’єкти, які відомі нам в галактиці зустрічаються в Магеланових Хмарах).

Характерні властивостей об’єктів, які входять до Великої Магеланової Хмари за звичай бувають сильно виражені. Наприклад: зорі над гіганти мають надзвичайно високу світимість, світлі газові туманності хмари являються найбільшими представниками цього типу об’єктів. Особливо виділяється велика газова туманність Золотої Риби.

Якщо врахувати, що екліптичні туманності зовсім не мають надгігантів і газових хмар, то можна припустити, що в ряду галактик неправильні займають одне крайнє положення, а еліптичні – друге.

Віддаль до Магеланових Хмар визначають за допомогою Цефеїд. Велика Хмара знаходиться на віддалі 23400 пс, Мала – 25600 пс. Вони майже в 10 раз ближче ніж найближчі спіральні і еліптичні туманності. Внаслідок близького їх розташування певний час вважали, що Магеланові Хмари не являються самостійними, а являються частинами Нашої Галактики. На користь цієї гіпотези говорять малі розміри мас Хмар. Діаметр Великої Хмари 2400 пс, а Малої – 1800 пс.

В даний час в Мегагалактиці виявлено ряд інших неправильних галактик аналогічного типу. Тому можна вважати, що Магеланові Хмари є самостійними галактиками.