Другие звездные системы - галактики

1.

Другие звездные системы - галактики

2.

Вещество во Вселенной, в том числе и звезды,
распределены крайне неоднородно.
Звезды, облака межзвездного газа и пыли образуют в
пространстве объекты, называемые галактиками.
Галактики – наиболее распространенные,
наблюдаемые объекты во Вселенной.
Именно они позволяют нам изучать Вселенную
как целое, определять ее структуру и основные
свойства, т.е. являются основными объектами
космологии.

3.

Число галактик, наблюдаемых в современные телескопы,
достигает десятки миллиардов.

4.

В одной из галактик - «Млечный путь»
- находится наша Солнечная система.

5.

100 лет назад большинство астрономов полагало, что наша
Галактика и есть вся Вселенная.
Слабые туманные пятнышки, десятки тысяч которых были
обнаружены с началом развития астрофотографии,
считались далекими газовыми туманностями на окраине
всеобъемлющей звездной системы Млечного пути.
Споры о природе "слабых туманностей" велись с
конца XVIII века.
Вильям Гершель высказал предположение, что
они могут быть далекими звездными системами,
аналогичными системе Млечного пути. В 1785 г.
он был уверен в том, что разрешить туманности
на звезды нельзя только из-за слишком большой
их удаленности.
В XIX веке в неразрешимых на звезды
туманностях предпочитали видеть планетные
системы в процессе образования - в духе
гипотезы Лапласа.

6.

В 1865 г., Хеггинс впервые пронаблюдал спектр
туманностей.
Эмиссионные линии туманности Ориона явно говорили о ее
газовом составе, но спектр туманности Андромеды (M31)
был непрерывный, как и у звезд.
Казалось бы, спор решен, но Хеггинс заключил, что такой
вид спектра M31 говорит лишь о высокой плотности и
непрозрачности составляющего ее газа.

7.

В 1890 г. Агния Клерк в книге о развитии астрономии в XIX веке
писала: "Вопрос о том, являются ли туманности внешними
галактиками, вряд ли заслуживает теперь обсуждения. Прогресс
исследований ответил на него. Можно с уверенностью сказать,
что ни один компетентный мыслитель перед лицом
существующих фактов не будет утверждать, что хотя бы одна
туманность может быть звездной системой, сравнимой по
размерам с Млечным Путем".

8.

За сто лет до Клерк было высказано диаметрально противоположное
суждение.
"По-видимому, звезды... собраны в разнообразные группы, некоторые
из коих содержат миллиарды звезд... Наше Солнце и ярчайшие
звезды , возможно, входят в одну из таких групп, которая, очевидно,
и опоясывает небо, образуя Млечный Путь".
Эта осторожная, но совершенно правильная формулировка принадлежит
великому Лапласу.

9.

Для решения вопроса о природе "слабых туманностей" было
необходимо знать их расстояние. Дискуссия по этому поводу
продолжалась до 1925 г.
К 1910 г. Джорд Ричи на 60" телескопе обсерватории Маунт Вилсон
получил великолепные снимки, на которых было видно, что
спиральные ветви больших туманностей усыпаны звездобразными
объектами, но изображения многих из них были нерезкие, туманные.
Это могли быть и компактные туманности, и звездные скопления, и
несколько слившихся изображений звезд.

10.

Доказать, что в больших "туманностях" мы видим одиночные звезды, смог Эдвин
Хаббл (1889 - 1953), молодой астроном той же обсерватории, в 1924 году.
С помощью 100" телескопа он нашел в туманности Андромеды 36 цефеид.
Амплитуды изменения блеска этих переменных звезд - сверхгигантов полностью
соответствовали известным у цефеид нашей Галактики и это доказывало, что мы
имеем дело с одиночными звездами. И главное, зависимость период - светимость,
установленная по цефеидам Магеллановых Облаков и Галактики, позволяла
определить светимость найденных Хабблом звезд, и сравнение ее с блеском
давало расстояние. Оно уводило туманность Андромеды далеко за пределы
нашей звездной системы. Слабые туманности оказались далекими галактиками.

11. Методы определения расстояний до галактик

В настоящее время в астрономии нет единого универсального способа
определения расстояний до небесных тел. По мере перехода от близких
объектов к более далеким один метод определения расстояний
заменяется другим, причем каждый предыдущий обычно служит
основой для последующего.
Следует отметить, что прямые методы оценки расстояний, такие как
измерение тригонометрических параллаксов, применимы всего лишь до
расстояний не превышающих 100 пк.
Расстояния до более далеких звезд, галактик, скоплений галактик
приходится определять косвенными методами с использованием тех
или иных космических индикаторов, характеристики которых нам
известны. Ошибки при построении шкалы космических расстояний
велики и чаще всего вызваны ошибками в отождествлении космических
эталонов и неточностью их калибровки. И лишь в последние годы,
благодаря прогрессу в наблюдательной астрофизике, удалось измерить
расстояния до некоторых галактик с ошибкой не превышающей 20 %.

12.

Выбор того или иного метода зависит от многих факторов.
Основными из них являются:
• наблюдательные возможности (разрешается ли данная
галактика на звезды, шаровые скопления или другие
объекты);
• морфологический тип галактики;
• приемлемая точность определения расстояния и
трудоемкость метода.

13. Основные методы определения расстояний до галактик:

1. Цефеид
2. Сверхгигантов
3. Красных гигантов
4. Метод флюктуаций поверхностной яркости
5. Шаровых скоплений
6. Планетарных туманностей
7. Новых звезд
8. Сверхновых
9. Зависимость Талли-Фишера
10. Зависимость Фабер-Джексона
12. Закон Хаббла
И др.

14.

15.

Метод цефеид
Цефеи́ды — класс пульсирующих переменных звёзд с довольно
точной зависимостью период—светимость, названный в честь
звезды δ Цефея.
Это желтые гиганты или сверхгиганты с макс.светимостью
до 104 L☼.
спектральных классов Fи G, блеск которых изменяется
с амплитудой в 0,5 до 2,0m и периодом 1—200 суток.
Зависимость блеска
Цефея от времени.
Период Т = 5,37 сут.

16.

• Зависимость светимости от периода классических цефеид
выражается формулой
Mv = -2,81 log(T) – (1,43±0,1)
Зависимость блеска цефеид от их периода в Магеллановых облаках

17.

Благодаря высокой светимости цефеиды наблюдаются в
соседних галактиках.
По их периоду рассчитывается их максимальная
светимость.
Сравнение видимого блеска со светимостью позволяет
рассчитать расстояния до галактик по формулам (1) и (2).
Mv = m + 5 – 5 lg(r) ,
(1)
где расстояние r выражено в парсеках.
lg (L/L☼) = 0,4 (M☼ – M*)
(2)

18. Метод шаровых скоплений

В более далеких галактиках не различаются отдельные звезды
(даже цефеиды).
Но шаровые скопления во всех однотипных галактиках имеют
примерно равную максимальную светимость ~106 L☼.
Расстояния до близких ярких шаровых
скоплений определяются другими методами.
Затем стоится зависимость между видимым
блеском и расстоянием до скопления. На
базе полученной зависимости расстояния до
скоплений (т.е. до галактик) вычисляются по
видимому блеску.
Шаровое скопление
М13 в созвездии
Геркулеса

19. Метод ярчайших галактик

В далеких галактиках не
различаются отдельные
звездные скопления.
Но Хаббл обнаружил, что в
скоплениях галактик
ярчайшие галактики имеют
приблизительно равную
светимость.
Методика определения расстояний до скоплений галактик
аналогична методике шаровых скоплений для галактик.

20. Закон Хаббла

• 17 января 1929 г. в Труды Национальной академии наук США
поступила статья Хьюмасона о лучевой скорости NGC 7619 и
статья Хаббла, называвшаяся "Связь между расстоянием и лучевой
скоростью внегалактических туманностей". Сопоставление этих
расстояний с лучевыми скоростями показало четкую линейную
зависимость скорости от расстояния, по праву называющуюся
теперь законом Хаббла .
Подчеркнем, что решающее значение имели методы
определения расстояний галактик, разработанные
Хабблом.
Спектры галактик, вследствие эффекта Допплера,
оказались смещенными в длинноволновую («красную»)
область

21.

Эффект Доплера
Пусть источник излучения с длиной волны удаляется
от наблюдателя со скоростью v.
Тогда наблюдатель зафиксирует излучение с длиной
волны + , где сдвиг равен
1 v / c
1
1 v / c
, где с – скорость света.
По измеренному смещению спектральных линий
можно вычислить скорость удаляющегося объекта.
v с
2
z 2z
2
z 2z 2
где z = / .

22.

Сопоставление скоростей удаления галактик от земного
наблюдателя (измеренных по эффекту Доплера) и расстояний до
этих же галактик (измеренных различными способами) позволило
Эдвину Хабблу сделать грандиозное открытие.
Все галактики разбегаются по единому закону:
cz = v = H L
где v – скорость галактики относительно земного наблюдателя, L –
расстояние до галактики, H – постоянная Хаббла.
До сих пор постоянная Хаббла постоянная измерена с малой
точностью из-за трудностей в измерении расстояний до далеких
галактик.
H = 70 15 (км/c) / Мпк

23.

24.

Закон Хаббла может быть объяснен тем, что вся
Вселенная расширяется.
Расстояния между скоплениями галактик непрерывно
возрастают, и это важнейший факт для понимания
устройства Мироздания.
Определения скорости расширения - постоянной Хаббла, и
ее зависимости от времени остаются важнейшим
предметом наземных и орбитальных наблюдений.

25. Морфологическая классификация галактик

• система разделения галактик на группы по визуальным
признакам, используемая в астрономии
Существует несколько схем разделения галактик на
морфологические типы. Наиболее известная была
предложена Эдвином Хабблом, и впоследствии
развита Жераром де Вокулером и Аланом Сендиджем.

26. Последовательность Хаббла — это морфологическая классификация, предложенная Эдвином Хабблом в 1926 году,  и модифицированная им

Последовательность Хаббла — это морфологическая классификация,
предложенная Эдвином Хабблом в 1926 году,
и модифицированная им же в 1936 году, известная под
названием Камертон Хаббла

27. В своей классификации Хаббл разделил все галактики на 3 обширных класса, основываясь на их внешнем виде на фотографических

В своей классификации Хаббл разделил все галактики на 3
обширных класса, основываясь на их внешнем виде
на фотографических пластинках, экспонированных в синем
(В) фильтре.
• Эллиптические галактики
• имеют гладкую эллиптическую форму (от сильно
сплющенных, до почти круглых) без отличительных деталей
с равномерным уменьшением яркости от центра к
периферии.
• Они обозначаются буквой E и цифрой, которая является
индексом сплющенности галактики. Так, круглая галактика
будет иметь обозначение E0, а галактика, у которой одна из
больших полуосей вдвое больше другой, E5.
• Значения «индекса сплющенности» вычисляется по
формуле 10(1-b/a) , где a и b большая и малая полуоси
видимого эллипса.
• Форма наиболее сплющенных (E7) заметно отличается
отэллипса.
• Эллиптические галактики состоят из старых звёзд и
практически полностью лишены газа.

28.

Эллиптическая галактика М80

29.

• Спиральные галактики состоят из уплощенного диска из
звезд и газа, в центре которого находится сферическое
уплотнение, называемое балджем, а также обширного
сферического гало.
• В плоскости диска формируются яркие спиральные рукава,
состоящие преимущественно из молодых звезд, газа и
пыли.
• Хаббл разделил все известные спиральные галактики на
нормальные спирали (обозначаются символом S) и спирали
с баром (SB), которые в отечественной литературе часто
называют галактиками с перемычкой или пересеченными.
• В нормальных спиралях спиральные ветви тангенциально
отходят от центрального яркого ядра и простираются на
протяжении одного оборота.
• Число ветвей может быть различно: 1, 2, 3,… но чаще всего
встречаются галактики только с двумя ветвями.
• В пересеченных галактиках спиральные ветви отходят под
прямым углом от концов бара.

30.

М104 Сомбреро
Водоворот

31.

NGC 1300 (SBbc)

32.

• Неправильные или иррегулярные галактики —
галактика, лишенная как вращательной симметрии, так и
значительного ядра.
• Характерным представителем неправильных галактик
являются Магеллановы облака. Бытовал даже термин
«магеллановы туманности».
• Неправильные галактики отличаются разнообразием форм,
обычно небольшими размерами и обилием газа, пыли и
молодых звёзд.
• Обозначаются — I.

33.

NGC 1427A

34.

• В 1936 году был добавлен класс
• Линзовидных галактики, которые имеют то же строение,
что и спиральные, но в них отсутствует спиральная
структура.
• Обозначаются S0.
• Если линзовидную галактику видно сбоку, то она отличается
от эллиптической более сильным сжатием и наличием
тёмного пылевого слоя

35.

Галактика Веретено (S0)

36. В настоящее время используется более сложная классификация

37.

Количество галактик в видимой части Вселенной
оценивается 40 млрд.
Размер наблюдаемой Вселенной 1028 см, т.е.
порядка десяти ГПк.
Средняя плотность вещества во Вселенной
составляет 3 10–31 г/см3 , т.е. 1 атом на 30 м3