Реферат: Мир Галактик - текст реферата. Скачать бесплатно.
Банк рефератов, курсовых и дипломных работ. Много и бесплатно. # | Правила оформления работ | Добавить в избранное
 
 
   
Меню Меню Меню Меню Меню
   
Napishem.com Napishem.com Napishem.com

Реферат

Мир Галактик

Банк рефератов / Астрономия, авиация, космонавтика

Рубрики  Рубрики реферат банка

закрыть
Категория: Реферат
Язык реферата: Русский
Дата добавления:   
 
Скачать
Microsoft Word, 5115 kb, скачать бесплатно
Заказать
Узнать стоимость написания уникального реферата

Узнайте стоимость написания уникальной работы

3 П Л А Н : 1) Размеры и расстояния 2) Виды гал актик A) Эллиптические галактики B) Спиральные галактики C) Неправильные галактики D) Иглообразные галактики E) Радиогалактики 3) Причины различия галактик 4) Эволюция галактик A) Неустойчивость B) Возникновение чёрных дыр , спиральных и эллиптических галак тик C) Наблюдение эволюции галактик 5) Масса галактик 6) Строение нашей галактики A) Как была открыта наша галактика B) Форма галактики C) Газовая материя в галактики D) Вращение галактики E) Пылевая материя в галактики F) Ядро галактики 7) Состав нашей га лактики A) Двойные и кратный звезды B) Рассеянные и шаровые звездные скопления C) Звездные ассоциации D) Подсистемы галактики E) Спиральные ветви галактики 8) Метагалактика A) Метагалактика B) Распределение галактик на небе C) Сверхсистема галактик С дре внейших времен людей интересовало , что же находится за горизонтом , и они отправлялись исследовать далекие и незнакомые земли . По мере того как Земля открывала человеку большинство своих белых пятен , астрономы стали выходить в область новых и не исследован н ых территорий за пределами нашей маленькой планеты . Сегодня исследователи Вселенной , используя современные телескопы и ЭВМ , продвигаются в направлении всё больших расстояний в поисках предела Космоса - последней его границы. Столетия мы были узниками Солне чной системы , считая звезды просто украшениями сферы , расположенной за планетами . Потом человек признал в этих крошечных светящихся точках другие солнца , настолько далекие , что их свет идет до Земли многие годы . Казалось , что космос населен редкими одинок и ми звездами , и ученые спорили о том , простирается ли звездное население в пространстве неограниченно или же за некоторым пределом звезды кончаются и начинается пустота . Проникая все дальше и дальше , астрономы нашли такой предел , и оказалось , что наше Солн ц е - одна из огромного числа звезд , образующих систему под названием Галактика . За границей Галактики была тьма. XX век принес новое открытие : наша Галактика-это еще не вся Вселенная . За самыми далекими звездами Млечного Пути находятся другие галактики , пох ожие на нашу и простирающиеся в пространстве до пределов видимости наших крупнейших телескопов . Грандиозные звездные системы - одни из самых потрясающих и наиболее изучаемых современной астрономией объектов , и именно о них пойдет речь далее. 1. Размеры и Расстояния Млечный Путь - весьма характерный представитель своего типа галактик - столь огромен , что свету требуется более 100 тысяч лет , чтобы со скоростью 300 000 километров в секунду чтобы пересечь Галактику от края до края . Земля и Солнце находятся н а расстоянии около 30 тысяч световых лет от центра Млечного Пути . Если бы мы попытались послать сообщение гипотетическому существу , проживающему вблизи центра нашей Галактики , то ответ получили бы не раньше , чем через 60 тысяч лет . Сообщение же , посланное со скоростью самолета (600 миль или 1000 километров в час ) в момент рождения Вселенной , к настоящему времени прошло бы лишь половину пути до центра Галактики , а время ожидания ответа составило бы 70 миллиардов лет. Некоторые галактики гораздо крупнее нашей . Диаметры самых больших из них - обширных галактик , излучающих огромное количество энергии в виде радиоволн , как , например , известный объект южного неба - Центавр А , в сто раз превосходят диаметр Млечного Пути . С другой стороны , во Вселенной много сравни т ельно небольших галактик . Размеры карликовых эллиптических галактик (типичный представитель находится в созвездии Дракона ) составляют всего около 10 тысяч световых лет . Разумеется , даже эти неприметные объекты почти невообразимо огромны : хотя галактику в с озвездии Дракона можно назвать карликовой , ее диаметр превосходит 160 000 000 000 000 000 километров. Хотя космос населяют миллиарды галактик , им совсем не тесно : Вселенная достаточно огромна , чтобы галактики могли удобно в ней разместиться , и при этом еще остается много свободного пространства . Типичное расстояние между яркими галактиками составляет около 5-10 миллионов световых лет ; оставшийся объем занимают карликовые галактики . Однако если принять во внимание их размеры , то оказывается , что галактики о т носительно гораздо ближе друг к другу , чем , например , звезды в окрестности Солнца . Диаметр звезды пренебрежимо мал по сравнению с расстоянием до ближайшей соседней звезды . Диаметр Солнца всего около 1,5 миллиона километров , в то время как расстояние до бл и жайшей к нам звезды в 50 миллионов раз больше. Для того чтобы представить огромные расстояния между галактиками , мысленно уменьшим их размеры до роста среднего человека . Тогда в типичной области Вселенной "взрослые " (яркие ) галактики будут находиться в сре днем на расстоянии 100 метров друг от друга , а между ними расположится небольшое число детей . Вселенная напоминала бы обширное поле для игры в бейсбол с большим свободным пространством между игроками . Лишь в некоторых местах , где галактики собираются в те с ные скопления . наша масштабная модель Вселенной похожа на городской тротуар , и уж нигде не было бы ничего общего с вечеринкой или вагоном метро в час пик . Если же до масштабов человеческого роста уменьшить звезды типичной галактики , то местность получилас ь бы чрезвычайно малонаселенная : ближайший сосед проживал бы на расстоянии 100 тысяч километров - около четверти расстояния от Земли до Луны. Из этих примеров должно стать ясно , что галактики довольно редко разбросаны во Вселенной и состоят , в основном , из пустого пространства . Даже если учесть разреженный газ , заполняющий пространство между звездами , то все равно средняя плотность вещества оказывается чрезвычайно малой . Мир галактик огромен и почти пуст. 2. Виды галактик Галактики во Вселенной не похожи друг на друга . Некоторые из них ровные и круглые , другие имеют форму уплощенных разметавшихся спиралей , а у некоторых не наблюдается почти никакой структуры . Астрономы , следуя пионерской работе Эдвина Хаббла , опубликованной в 20-х годах , подразделяют гал а ктики по их форме на три основных типа : эллиптические , спиральные и неправильные , обозначаемые соответственно Е , S и Irr. Эллиптические галактики характеризуются в целом эллиптической формой и не имеют никакой другой структуры , кроме общего падения яркости по мере удаления от центра . Падение яркости описывается простым математическим законом , который открыл Хаббл . На языке астрономов это звучит так : эллиптические галактики имеют концентрические эллиптические изофоты , т . е . если соединить одной линией все т о чки изображения галактики с одинаковой яркостью и построить такие линии для разных значений яркости (аналогично линиям постоянной высоты на топографических картах ), то мы получим ряд вложенных друг в друга эллипсов примерно одинаковой формы и с общим цент р ом. Подтипы эллиптических галактик обозначаются буквой Е , за которой следует число n , определяемое по формуле , где а и b - это соответственно большая и малая полуоси какой-либо изофоты галактики . Таким образом , эллиптическая галактика круглой формы будет отнесена к типу Е 0, а сильно сплюснутая может быть класс ифицирована как Е 6 Проще всего выглядят эллиптические галактики : они ровные , однородные по цвету и симметричные . Их почти совершенное строение наводит на мысль об их существенной простоте . И действительно , параметры эллиптических галактик оказалось легче и змерить и подыскать под них теоретические модели , чем сделать это для более сложных родственников этих объектов. Рассмотрим , для примера , строение типичной эллиптической галактики M 87. В ее центре находится яркое ядро . окр уженное размытым сиянием , яркость которого падает по мере удаления от центра . Как и у всех эллиптических галактик , падение яркости описывается простой математической формулой . Форма контура галактики тоже остается почти одинаковой на всех уровнях яркости. Все изофоты представляют собой почти идеальные эллипсы , центрированные в точности на ядро галактики . Направления больших осей и отношения большой оси к малой почти одинаковы у всех эллипсов. Фундаментальная простота эллиптических галактик согласуется с пре дположением о том , что они управляются небольшим числом сил . Орбиты звезд гладкие и хорошо перемешаны и ничто , кроме гравитации , не влияет на их расположение , и никакое непрерывное звездообразование не разрушило их правильности . Когда Хаббл впервые обрати л внимание на эти факты , он показал , что строение эллиптической галактики мало отличается от строения простой газовой среды , формируемой лишь гравитационными силами и состоящей из одинаковых частиц примерно одинаковой температуры . Чтобы построить такой объ е кт из звезд , надо лишь взять много похожих звезд , расположить их рядом друг с другом в пространстве , позволить тяготению поработать с ними и долго-долго подождать , пока движения всех звезд не станут похожими . Не следует придавать звездам систематических д в ижений вроде общего вращения , но надо удостовериться в том , что звезды выбраны тихие и благонравные , которые не будут извергаться , выбрасывать вещество или иным способом нарушать скучную монотонность неизменного звездного царства . Но нет необходимости с с а мого начала распределять их в идеальном шаровом объеме . Можно , например , "сделать " из них ящик прямоугольной формы и просто подождать некоторое время . Звезды сами в конце концов расположатся в виде сфероида . Тяготение действует сферически симметричным обр а зом и , если ваша галактика управляется только гравитацией , то она выровняется , потеряет острые углы и станет симпатичной эллиптической галактикой. Настоящие эллиптические галактики , разумелся , не являются совершенными сферами . Например , изофоты M 87 - это с корее эллипсы , чем окружности , и отношения их осей слегка различаются на разных расстояниях от центра - во внешних частях изофоты менее круглые . Их ориентация тоже немного меняется . Все эти несовершенства говорят нам , что простая модель эллиптических гала к тик не совсем правильна . Предыстория или особые обстоятельства , наверное , оказали заметное влияние на орбиты звезд . Может быть , дело во вращении или причиной является приливное действие соседних галактик , или же мы наблюдаем проявления особых начальных ус л овий , столь сильные , что тяготению не хватило времени для полного их устранения. В отличие от эллиптических галактик , для спиральных характерно наличие диска и балджа (утолщения ). Спиральные рукава уступают диску и балджу по количеству содержащихся в них звезд , хотя и являются важными и выдающимися частями галактики . (Так же , как глаза на лице человека - это небольшая часть тела , но они привлекают наше внимание и много говорят о внутреннем мире человека .) Диск спиральной галактики довольно плоский . Видимые с ребра галактики говорят о том , что толщина типичного диска составляет около 1/10 его диаметра . В нашей собственной Галактике , где мы можем вести подсчет звезд в диске и измерять его толщину , оказалось , что звездное население быстро редеет и на высоте 30 00 световых лет над плоскостью галактики становится весьма разреженным . Это в особенности справедливо для самых молодых звезд и сырья (газа и пыли ), находящегося в ожидании формирования будущих звезд. У спиральных галактик хорошо заметно плоское спиральное распределение яркости вокруг утолщенного ядра . Идеальные спиральные галактики имеют две спиральные ветви (рукава ). исходящие либо прямо из ядра , либо из двух концов бара (перемычки ), в центре которого расположено ядро . Этот признак позволил разделить спи р альные галактики на два основных подтипа : нормальные спиральные галактики (S) и пересеченные спиральные галактики (SB). Нормальных спиральных галактик во много раз больше , чем пересеченных . Дальнейшее разделение спиральных галактик на подтипы проводится п о следующим трем критериям : 1) относительной величине ядра по сравнению с размерами всей галактики : 2) по тому , насколько сильно или слабо закручены спиральные ветви и 3) фрагментарности спиральных ветвей. К типу Sa (или SBa) относят галактики с очень обшир ной ядерной областью и сильно закрученными спиральными (почти круговыми ) ветвями - непрерывными и гладкими , а не фрагментарными . Галактики Sb и SBb имеют относительно небольшую ядерную область при не очень сильно закрученных спиральных ветвях , которые раз р ешаются на отдельные яркие фрагменты . Галактики типа Sc (и соответствующие им пересеченные галактики ) характеризуются сильно фрагментированными обрывочными спиральными рукавами (см . рис . 1 и фото III-IX). У галактик SBc даже бар разделяется на отдельные ф р агменты. У всех спиральных галактик ядро представляет собой яркую область , обладающую многими признаками эллиптической галактики . Закон падения яркости , открытый Хабблом для эллиптических галактик , оказался справедливым и для центральных ядерных областей с пиральных галактик и поэтому эти области иногда называют "эллиптическим компонентом ". У некоторых видимых с ребра спиральных галактик заметны мощные тончайшие прослойки пыли , пересекающие диск в самой его середине , в то в ремя как самые старые звезды диска образуют гораздо более толстый слой. Во второй половине 40-х годов ХХ века У . Бааде (США ) установил , что клочковатость спиральных ветвей и их голубизна растут с повышением содержания в них горячих голубых звезд , и х скоплений и диффузных туманностей . Центральные части спиральных галактик желтее , чем ветви и содержит старые звезды (население второго типа , по Бааде , или население сферической составляющей ), тогда как плоские спиральные ветви состоят из молодых звезд ( н аселение первого типа , или население плоской составляющей ) (см . рис . Галактики NGC 1232). Данные измерений распределения яркости в дисках спиральных галактик обнаруживают очень важное сходство - это обстоятельство хорошо зад окументировано , но до сих пор не получило удовлетворительного объяснения . Яркость весьма регулярным образом падает по мере удаления от центра (см . рис . Галактики NGC 1232) в соответствии с универсальной математической зависимостью , которая , однако , отличае тся от аналогичной зависимости для эллиптических галактик . Наблюдаемые свойства галактических дисков находят естественное объяснение в созданных на ЭВМ моделях быстро вращающихся звездных систем . Рассмотрим описанную выше эллиптическую галактику . Если ее протогалактическому газовому облаку придать быстрое вращение еще до образования большинства звезд , то облако приобретет плоскую форму , и распределение звезд будет напоминать диск спиральной галактики . Таким образом , оказывается , что основное структурное о т личие эллиптических галактик от спиральных состоит в скорости исходного вращения. Тогда откуда же появляется балдж ? Если быстро вращающееся протогалактическое облако порождает диск , а медленно вращающееся или совсем не вращающееся превращается в эллиптичес кую галактику , то что же делают в центрах спиральных галактик эти толстые эллипсоидальные балджи ? Они обладают большинством структурных свойств эллиптических галактик : правильными изофотами , наличием старых звезд , существенной толщиной и ровно падающим ра с пределением яркости . Ответ следует , по-видимому , искать в том обстоятельстве , что газ ведет себя совсем не так , как звезды . Газовое облако может довольно легко избавиться от энергии - просто нагреваясь и излучая ее . При этом вращающееся газовое облако ста н ет плоским и превратится в диск . Однако если в некоторые момент времени газ начинает конденсироваться в звезды , то ситуация меняется . Звезды не сталкиваются , как атомы в газе . Их размеры слишком малы по сравнению с расстояниями между ними . Так как звезды н е нагреваются столкновениями , то они не рассеивают эффективным образом свою энергию и поэтому не коллапсируют в плоскость . Поэтому , если звезды начинают образовываться - а это происходит сначала в центральных областях , где плотность самая высокая , то они о станутся на месте в большом толстом центральном балдже. Например , в Млечном Пути первыми должны были образоваться звезды в центральном балдже , которые сейчас являются старейшими . Оставшийся газ сколлапсировал в плоскость , где медленно образовывались и вращ ались вместе с газом другие звезды . Этот тонкий плоский диск (хотя этот диск далеко не всегда плоский : см . рис . галактики ESO 510) стал местом большей части последующих активных событий в нашей Галактике : звезды , гигантские молекулярные облака , облака возб ужденного газа и крупномасштабные спиральные узоры - все это развивалось здесь , в запутанной структуре , бросающей сейчас вызов нашим теоретическим моделям. Спиральные галактики не выглядели бы особенно интересными без свое й спиральной структуры - без нее они бы , разумеется , не были спиральными Галактиками , но все обстоит еще хитрее . Если спиральная галактика образуется потому , что вращение заставляет газ коллапсировать на плоскость , то спиральная форма рукавов кажется есте с твенным результатом - вроде узора , образуемого сливками , которые наливают при помешивании в чашку кофе , или вроде воды , уходящей через сток . Эти ситуации не являются строгими аналогами галактики , но хорошо иллюстрируют закономерность : где есть вращение , т а м обычно бывает и спиральная структура . Поэтому на протяжении многих лет астрономов особенно не беспокоила спиральная форма многих галактик - она казалась совершенно естественной. Первая серьезная трудность возникла , когда кому-то пришло в голову задать во прос : как долго существует в галактике спиральный рукав ? Известны периоды вращения галактик , типичные значения которых для звезд , расположенных на расстоянии от ядра , эквивалентном расстоянию Солнца до центра Галактики , составляют несколько сотен миллионо в лет . Известны возрасты ближайших галактик - около 10 миллиардов лет . Если спиральная структура возникает из-за того , что внутренняя часть галактики вращается со скоростью , отличной от скорости внешней части , то рукава должны постепенно закрутиться в спир а льный узор . Однако для галактики с возрастом , характерным для окружающих нас галактик , число оборотов узора должно быть очень большим - примерно равным возрасту , деленному на средний период вращения - около 100. У реальных спиральных галактик - по крайней мере у тех , что имеют четкие непрерывные спиральные ветви , наблюдается закрутка спирального узора лишь на один-два оборота . Встает вопрос : "замораживаются " ли спиральные рукава каким-то образом , что позволяет им сохраниться ? Или же они закручиваются до ис ч езновения , чтобы смениться новыми ? Или же есть для них возможность не участвовать в общем вращении звезд и газа , что позволяет им вращаться медленнее ? Проблема не в том , что мы не можем придумать , как создать спиральную структуру : любая "капля ", вращающаяс я , как галактика с различными периодами вращения на различных расстояниях от центра , создает спиральный узор . Проблема в том , как галактика приобретает спиральную форму , которая сохраняется . В настоящее время существует три типа ответов , и мы еще не знаем наверняка , какой же из них правильный . Возможно , что все являются правильными в том или ином случае , и спиральная структура даже одной индивидуальной галактики может иметь смешанное происхождение. По-видимому , самым аккуратным и элегантным для спиральных г алактик является объяснение , известное под названием теории волн плотности . После развития шведским астрономом Бертилом Линдбладом многих связанных с ней теоретических идей , теория волн плотности была полностью разработана и успешно применена в 60-х годах к галактикам Ц . Ц . Лином и его студентами в Массачусетсском технологическом институте . Они показали , используя математический анализ устойчивости плоского звездного диска , что отклонение от регулярной формы в начальном распределении газа может стать устой ч ивым и постепенно превратиться в двухрукавный спиральный узор , вращающийся значительно медленнее звезд . Входя в рукав , звезды на время замедляются , что приводит к повышенной плотности в рукаве , а потом продолжают движение за фронтом волны . На границе фрон т а должна возникать ударная волна в газе , которая может вызвать процесс звездообразования , и поэтому в некоторых галактиках наблюдается концентрация активных газовых облаков и новообразованных звезд в рукавах (см . рис . Галактики NGC 1232 ). Форма спиральных р укавов в рамках этой гипотезы очень похожа на форму реальных спиральных рукавов в небольшом количестве галактик с "совершенной " спиральной структурой - таких , как М 81. Однако она не подходит для описания более распространенного типа галактике чрезвычайно н есовершенными рукавами - фрагментарными , размытыми и нечеткими. Теория , лучше всего применимая в случае таких галактик опирается на действие весьма простых искажений любой структуры , вызываемых дифференциальным вращением галактики . Вместо наличия постоянно существующего набора рукавов эта гипотеза предсказывает непрерывное рождение и распад спиральных сегментов . Многие первооткрыватели в этой области считали , что такой метод может работать , нужно было лишь найти способ восстановления рукавов . В 1965 г . был создан компьютерный фильм , изображавший весь процесс в действии . В этом фильме в качестве модели использовалась галактика М 31 в предположении случайного (стохастического ) процесса возникновения областей звездообразования . При рождении такие области проявл я ют себя как яркие участки повышенной активности . Вперед дифференциальное вращение вытягивает их в длинные узкие сегменты спиральной формы , и эти области постепенно тускнеют по мере того , как расходуется сконцентрированный в них газ . Само собой , результато м является не совершенный двухрукавный спиральный узор , а скорее набор спиральных фрагментов , покрывающих галактику и придающих ей некоторое подобие спиральной формы , но с рукавами , которые нельзя проследить на протяжении более чем несколько десятков граду с ов. Созданные в компьютерном фильме системы по форме напоминают многие спиральные галактики и поэтому вероятно , что в таких объектах преобладают стохастические процессы наподобие упомянутого выше . Это особенно верно для некоторых видов идеальных областей з вездообразования , содержащих последовательность участков на разной стадии активности : спереди находится гигантское молекулярное облако , которое собирается конденсироваться в звездное скопление , за ним - газовое облако , освещенное и потерявшее часть газа и з -за наличия в нем только что образовавшихся звезд , а за облаком - стареющее и медленно распадающееся звездное скопление , относительно свободное от газа . Эта последовательность областей имеет примерно линейную форму и будет вытянута дифференциальным вращен и ем в сегмент спирального рукава . Результатом является спиральная галактика , образованная разрозненными фрагментами спиральных рукавов . Следовательно , стохастическая теория , кажется , в состоянии объяснить форму как раз тех галактик , которые не могут быть о п исаны теорией волн плотности . Таким образом , нам , может быть , не нужны другие идеи - нужно всего лишь терпение в проведении подробных измерений , необходимых для сравнения свойств спиральных рукавов с различными версиями каждой из теорий. Существует , однако , еще одна возможность . Любое возмущение диска может приводить к скоплению газа , что будет проявляться в виде спиральных рукавов или спиральных сегментов . Возмущение может исходить извне или же изнутри - из собственного ядра галактики . (см . рис . выброса из галактики M 87) Одна из возможностей первого типа состоит в том , что межзвездный газ может втекать в галактику , образуя спиральные рукава . Эта гипотеза не очень привлекательна , так как газ будет преимущественно со стороны полюсов , где нет достаточного коли чества другого газа для столкновения , и известно очень мало случаев , когда спиральные рукава не лежат в плоскости диска . Более привлекательным внешним агентом может быть приливное воздействие других галактик при близких прохождениях . Приливы , порождаемые б лизкими прохождениями , почти столкновениями - воздействуют на звезды и газ и могут исказить форму галактики в достаточной степени для возникновения неправильных образований , которые в ходе вращения приобретут спиральную форму . Это красивая идея , но ее нед о статок - в необходимости близкого прохождения другой галактики . К сожалению , расстояния между галактиками слишком велики , чтобы этот механизм мог быть эффективным в большинстве случаев . Однако в том , что касается прохождений галактик вблизи друг друга , на с могут ожидать сюрпризы . Недавние определения темпов звездообразования показывают . что в близко расположенных друг к другу галактиках темп звездообразования аномально велик - особенно в ядрах . Может быть , окажется , что приливные эффекты включаются гораздо легче , чем мы сейчас думаем. Нет убедительных свидетельств в пользу возникновения спиральных рукавов в результате активности в ядрах галактик , но в этих таинственных и бурных областях происходит достаточно событий , чтобы по явилась подобная гипотеза . В радиогалактиках и квазарах - наблюдаются очень высокоэнергетические процессы в ядрах галактик , многие из которых выбрасывают огромные потоки газа даже за видимые пределы галактики (см . рис . выброса из галактики M 87). Возможно , активность этого типа может каким-то образом приводить к образованию спиральных рукавов , но в настоящее время эта гипотеза весьма расплывчата и не подкрепляется разумной физической моделью. У многих спиральных галактик есть еще одна замечательная структурн ая особенность , обычно некоторым образом связанная со спиральными рукавами : большая концентрация звезд в форме бруска (бара ), пересекающая ядро и простирающаяся симметричным образом в обе стороны . Данные измерений скоростей в них показывают , что бары вращ а ются вокруг ядра как твердые тела , хотя , разумеется , они на самом деле состоят из отдельных звезд и газа . Бары , встречающиеся в галактиках SO или Sa, более ровные и состоят исключительно из звезд , в то время как бары в галактиках типов Sb, Sc и Irr часто с одержат много газа и пыли . Все еще идут споры о движениях газа в этих барах . Некоторые данные свидетельствуют о том , что газ течет наружу вдоль бара , а по другим данным , он течет внутрь . В любом случае , существование баров не удивляет астрономов , изучающи х динамику галактик . Численные модели показывают , что неустойчивости в диске вращающейся галактики могут проявляться в форме бара , напоминающего наблюдаемые. К неправильным галактикам Хаббл отнес все объекты , которые не удавалось причислить ни к эллиптичес ким , ни к спиральным. Большинство неправильных галактик очень похожи друг на друга . Они чрезвычайно фрагментарны и в них можно различить отдельные наиболее яркие звезды и области горячего излучающего газа. Некоторые неправ ильные галактики имеют хорошо заметный бар и у многих из них можно различить обрывки структуры , напоминающей фрагменты спиральных рукавов. Характеристики неправильных галактик не являются совершенно иррегулярными . У них много общих черт , служащих указанием на причины хаотичности их видимой формы . Все эти галактики богаты газом и почти все содержат много молодых звезд и облаков светящегося ионизованного газа , часто исключительно больших и ярких . Ни одна из галактик не имеет центрального балджа или какого-ни б удь реального ядра . Распределение яркости неправильных галактик в среднем падает при переходе от центра наружу по такому же математическому закону , как в спиральных галактиках . Многие из них имеют в центральных областях структуры типа бара - особенно хоро ш им примером является Большое Магелланово Облако. Неправильная форма у галактики может быть в следствии того , что она не успела принять правильной формы из-за малой плотности в ней материи или из-за молодого возраста . Есть и другая версия : галактика может стать неправильной в следствии искажения формы в результате взаимодействия с другой галактикой (см . рис . поврежденной галактики NGC 6745). Оба таких случая встречаются среди неправильных галактик , может быть , с этим связано разделение неправильных галактик на два подтипа. Подтип I 1 характеризуется сравнительно высокой поверхностной яркостью и сложностью неправильной структуры . Французский астроном Вокулер в некоторых галактиках этого подтипа обнаружил признаки разрушенной сп иральной структуры . Кроме того , Вокулер заметил , что галактики этого подтипа часто встречаются парами . Существование одиночных галактик так же возможно . Объясняется это тем , что встреча с другой галактикой могла иметь место в прошлом , теперь галактики раз о шлись , но для того , чтобы принять снова правильную форму им требуется длительное время. Другой подтип I 2 отличается очень низкой поверхностной яркостью . Эта черта выделяет их среди галактик всех других типов . Галактики этого подтипа отличаются так же отсут ствием ярко выраженной структурности. Если галактика имеет очень низкую поверхностную яркость при обычных линейных размерах , то это означает , что в ней очень мала звёздная плотность , и , следовательно , очень малая плотность материи. Важным намеком на то , ка к образуются неправильные галактики , являются результаты сравнения их светимостей со светимостями спиральных галактик . Почти все они значительно слабее даже наименее ярких спиральных галактик . Спиральная галактика М 33, представляющая примерно нижнюю грани ц у диапазона светимостей спиральных галактик , все еще ярче Большого Магелланова Облака - одной из ярчайших не правильных галактик . Итак , отсутствие спиральных рукавов у неправильных галактик , по-видимому , связано с их малостью . Возможно , это связано также с величиной углового момента галактики и интенсивностью турбулентных движений в ней . Плоскости неправильных галактик относительно толще , чем у спиральных ; это позволяет предполагать , что вращение звезд и газа столь медленное , что спиральные рукава не возни к ают . С другой стороны , если вращение было бы слишком медленным , то галактика не сплющилась бы до плоскости - неважно , толстой или тонкой - и образовалась бы массивная карликовая эллиптическая галактика. На самом деле мы не можем с уверенностью сказать , как ова связь карликовых эллиптических и карликовых неправильных галактик . Согласно традиционным представлениям , звезды в эллиптических галактиках очень старые (их возраст 10 и более миллиардов лет ), в то время как неправильные галактики содержат как старые , т ак и молодые звезды . Однако существуют некоторые свидетельства в пользу того , что в некоторых карликовых эллиптических галактиках - например , в карликовой галактике в созвездии Киля - еще 2-3 миллиарда лет назад происходил активный процесс звездообразован и я , и во время этих эпизодов они могли выглядеть , как карликовые неправильные галактики . Это важный вывод , так как динамические объяснения различий галактик этих двух типов придется отвергнуть в случае , если они могут свободно переходить из одного типа в д р угой и обратно. Имеются также галактики , для которых характерно отсутствие ядра - утолщения , наблюдаемого в центральной части . Такие галактики называют иглообразными . В начале 60-х годов ХХ века было открыто множество да леких компактных галактик , из которых наиболее далекие по своему виду неотличимы от звезд даже в сильнейшие телескопы . От звезд они отличаются спектром , в котором видны яркие линии излучения с огромными красными смещениями , соответствующими таким большим расстояниям , на которых даже самые яркие одиночные звезды не могут быть видны . В отличие от обычных далеких галактик , которые , из-за сочетания истинного распределения энергии в их спектре и красного смещения выглядят красноватыми , наиболее компактные гала к тики (называющиеся также квазозвездными галактиками ) имеют голубоватый цвет . Как правило , эти объекты в сотни раз ярче обычных сверхгигантских галактик , но есть и более слабые . У многих галактик обнаружено радиоизлучение нетепловой природы , возникающее , с о гласно теории русского астронома И.С.Шкловского , при торможении в магнитном поле электронов и более тяжелых заряженных частиц , движущихся со скоростями , близкими к скорости света (так называемое синхотронное излучение ). Такие скорости частицы получают в р е зультате грандиозных взрывов внутри галактик. Компактные далекие галактики , обладающие мощным нетепловым радиоизлучением , называются N-галактиками (или Активными Галактиками ). Звездообразные источники с таким радиоизлучением , называются квазарами (квазозве здными радиоисточниками ), а галактики обладающие мощным радиоизлучением и имеющие заметные угловые размеры , - радиогалактиками . Радиогалактики , имеющие особенно мощное нетепловое радиоизлучение , обладают преимущественно эллиптической формой , но встречаются и спиральные. Большой интерес представляют так называемые галактики Сейферта . В спектрах их небольших ядер имеется много очень широких ярких полос , свидетельствующих о мощных выбросах газа из их центра со скоростями , дост игающими несколько тысяч км /сек . Ученые предполагают , что в центрах галактик Сейферта находятся сверхмассивные чёрные дыры , которые выбрасывают большое количество гравитационной энергии . Часть энергии в нагретой плазме высвобождается в виде гамма-излучени я. Близкие к нам радиогалактики изучены полнее , в частности методами оптической астрономии . В некоторых из них обнаружены пока еще не объясненные до конца особенности. При изучении неправильной галактики М 82 в созвездии Бол ьшой Медведицы американские астрономы А.Сандж и Ц.Линдс в 1963 году пришли к заключению , что в ее центре около 1,5 миллионов лет назад произошел грандиозный взрыв , в результате которого во все стороны со скоростью около 1000 км /сек были выброшены струи го р ячего водорода. Сопротивление межзвездной среды помешало распространению струй газа в экваториальной плоскости , и они потекли преимущественно в двух противоположенных направлениях вдоль оси вращения галактики . Этот взрыв , по-видимому , породил и множество э лектронов со скоростями , близкими к скорости света , которые явились причиной нетеплового радиоизлучения. Таким образом , радиогалактики - это галактики , у которых ядра находятся в процессе распада . Выброшенные плотные части , продолжают дробиться , возможно , образуют новые галактики - сестры , или спутники галактик меньшей массы . При этом скорости разлета осколков могут достигать огромных значений . Исследования показали , что многие группы и даже скопления галактик распадаются : их члены неограниченно удаляются друг от друга , как если бы они все были порождены взрывом. Хотя мы и продвигаемся вперед , еще многое надо узнать о строении галактик . Мы можем достичь большего , чем просто описывать различия , мы можем для многих из них дать объяснения . Однако число нереше нных проблем достаточно велико и астрономам придется творчески обдумывать их на протяжении многих лет. 3. Причины различия галактик Еще со времен Хаббла астрономы пытались установить , под действием каких процессов галактики принимают ту или иную форму . В некоторых из ранних теорий предполагалось , что разные типы галактик представляют собой эволюционную последовательность . Считалось , что галактики возникают как объекты одного типа и постепенно в ходе эволюции превращаются в объекты другого типа . Согласно о дной из таких гипотез , галактики начинают свой эволюционный путь как эллиптические , потом у них развивается спиральная структура и , наконец , эта структура распадается и объект превращается в хаотическую неправильную галактику . Другие астрономы предполагал и противоположное направление эволюции : галактики возникают как неправильные , закручиваясь , превращаются в спиральные и завершают свою эволюцию в простой и симметричной эллиптической форме . В основе обеих теорий была гипотеза о том , что тип галактики связа н с ее возрастом . Ни одна из теорий не опиралась на какой-либо физический фундамент , и обе были опровергнуты многолетними исследованиями . Как только астрономы поняли процесс звездной эволюции и научились определять возраст звезд (это стало возможно в 50-х г одах ), оказалось , что галактики всех типов имеют примерно одинаковый возраст . Почти в каждой галактике присутствует хотя бы несколько звезд с возрастом в несколько миллиардов лет . Отсюда следует , что ни эллиптические , ни неправильные галактики не могут бы т ь старше остальных. Однако эллиптические галактики состоят почти исключительно из старых звезд , в то время как галактики других хаббловских типов содержат относительно больше молодых звезд . Таким образом , хаббловская последовательность все же имеет некотор ое отношение к возрастам . По-видимому , форма галактики связана со скоростью образования в ней новых молодых звезд уже после ее рождения , а следовательно , и с распределением звезд по возрастам . В эллиптических галактиках очень мало звезд возникло после ста д ии образования галактики и поэтому мы наблюдаем здесь ничтожное количество молодых звезд . В галактиках типа Sa звезды продолжают образовываться до сих пор , но скорость этого процесса невелика , в галактиках типа Sb темп звездообразования выше , галактики ти п а Sc очень активны , а наиболее бурно звездообразование протекает в галактиках типа Irr 1. Эти результаты навели исследователей на мысль о том , что последовательность хаббловских типов упорядочивает галактики по степени сохранения ими газа и пыли : неправиль ные галактики сберегли большую часть своего газа и своей пыли для постепенного рождения все новых и новых звезд , в то время как эллиптические галактики израсходовали почти весь свой исходный газ на первую взрывную вспышку звездообразования . Но как различи е в количестве сохранившегося газа и пыли привело к столь сильно отличающимся формам ? Этот вопрос будет рассмотрен дальше в главе , посвященной рассмотрению процесса образования галактики . Согласно современным представлениям (теперь уже подтвержденным резул ь татами всевозможных исследований ) два важнейших фактора , определяющих форму галактики , это , во-первых , начальные условия (масса и момент вращения ) и , во-вторых , окружение (т.е . членство в скоплении или наличие близких спутников ). В этом отношении галактик а похожа на человека : ее характер зависит как от наследственности , так и от общества , в котором она "вращалась ". 4. Эволюция галактик Одна из задач современной астрономии - понять , как образовались галактики и как они эволюционируют . Во времена Эдвина Х аббла и Харлоу Шепли было заманчиво верить в то , что типы галактик соответствуют разным стадиям их развития . Однако эта гипотеза оказалась неверной , и задача реконструкции историй жизни , галактик оказалась трудной . Самой же трудной оказалась проблема перв о начального возникновения галактик. Природа Вселенной в те времена , когда еще не существовали галактики , неизвестна , и приписываемые ей гипотетические характеристики в значительной степени зависят от выбираемой космологической модели . Большинство принятых в настоящее время космологических моделей предполагает общее расширение , начиная с нулевого момента времени (сразу же после которого Вселенная имеет исключительно высокие плотность и температуру ). Физические процессы , описывающие первичный взрыв в этих мод е лях , могут быть довольно надежно прослежены до момента , когда плотность и температура становятся достаточно низкими , чтобы стало возможным образование галактик . Примерно 1 миллион лет потребовался для того , чтобы Вселенная расширилась и остыла настолько , ч то вещество стало играть в ней важную роль . До этого преобладало излучение , и сгустки вещества , такие как звезды или галактики , не могли образовываться . Однако , когда температура стала равной примерно 3000 К , а плотность-около 10 21 г /см 3 (значительно меньш е плотности земной атмосферы , но по меньшей мере в миллиард раз больше современной плотности Вселенной ), вещество , наконец , смогло формироваться . В это время в достаточных количествах могли образовываться лишь атомы водорода и гелия. Хотя можно представить несколько механизмов образования галактик из этого водородно-гелиевого газа , найти хотя бы одну модель , работающую в вероятных условиях ранней Вселенной , трудно . Очень мало резонов для образования галактик в расширяющейся Вселенной с однородным распредел е нием температуры и вещества . В такой идеализированной Вселенной никогда не будет галактик . Существование галактик во Вселенной и видимое преобладание их как форм вещества говорят о том , что догалактическая среда никак не напоминала такое идеализированное г азовое облако . Вместо этого должны были существовать какие-то неоднородности . Однако какого типа эти неоднородности и откуда они взялись ? Большинство попыток найти способы конденсации вещества Вселенной в галактики основан ы на гипотезе , впервые подробно разработанной сэром Джеймсом Джинсом . Хотя сейчас принимается , что в ранней Вселенной газ расширялся в соответствии с релятивистской космологической моделью , идеи Джинса основывались на более простой ньютоновской модели Все л енной , где гравитационная неустойчивость возникает , когда сгусток более плотного вещества (называемый возмущением ) становится достаточно малым и плотным . Характерный размер возмущений плотности , которые являются только слегка неустойчивыми , называется джин совской длиной и , как было установлено , она зависит от скорости звука в среде , постоянной тяготения и плотности вещества. Джинсовская масса определяется как масса вещества , которая может стать неустойчивой и начать сжиматься под действием собственного грав итационного поля (см . рис .). Согласно расчетам , в начале "эры вещества " джинсовская масса составляет около 10 5 солнечных масс , и , таким образом , в этот момент истории Вселенной возмущения с такими массами и больше (что включает все известные галактики ) дол жны были стать неустойчивыми и сжаться . Простая модель Джинса не позволяет исследовать ситуацию во время "эры излучения ", так как в этом простом анализе не учитывается влияние давления излучения на газ . Однако несколько астрономов и космологов исследовали более сложный случай при наличии излучения , и результаты приблизительно согласуются с результатами , полученными с использованием более простых моделей. В поисках типа иррегулярности или неустойчивости , которая приводит к современной Вселенной , состоящей из галактик , астрономы исследовали много других видов неустойчивости , кроме гравитационных . Среди них - возможное отсутствие баланса вещества и антивещества , тепловые неустойчивости , флуктуации , связанные с ионизацией и ее зависимостью от температуры и вари а ции распределения заряда. Если предполагается из соображений симметрии , что количество вещества во Вселенной было равно и равно сейчас количеству антивещества , то современное существование вещества и антивещества в изолиров анных областях во Вселенной , естественно , может быть результатом небольшого локального неравенства компонентов в ранней Вселенной после того , как вещество и антивещество отделились от излучения . Во время расширения Вселенной полная аннигиляция произойдет в тех областях , где количества вещества и антивещества равны , а там , где имеется исходный избыток одного из них над другим , часть вещества или антивещества останется (см . рис .). Распределение вещества и антивещества будет клочковатым и сгустки будут сжимат ь ся , образуя скопления галактик . Такая вселенная в конце концов будет состоять из кусочков вещества и антивещества , расположенных в различных местах. В этом случае примерно половина видимых нами галактик будет состоять из антизвезд . Если мы отправимся в пут ешествие в такое место и попытаемся совершить посадку на планету из антивещества , то наши атомы бурно провзаимодействуют с атомами антивещества на месте посадки и они аннигилируют друг с другом , что вызовет яркую вспышку света , но вряд ли сделает визит оч е нь приятным . От нас ничего не останется , кроме дыры на поверхности в память о нашей авантюре. Более вероятная гипотеза утверждает , что вначале количество вещества немного превосходило количество антивещества . Тогда большая часть вещества должна была проаннигилировать с антивеществом на ранних космических фазах при высокой плотности , оставив купающуюся в лучах света Вселенную с количеством вещества , как раз достаточным для образования галактик. Другой механизм , который мог способствовать конденсации вещества - это тепловая неустойчивость . Области с немного повышенной плотностью остывают быстрее , чем их окружение . Более горячие окружающие регионы сильнее сжимают эти области , повышая их плотность . Таким образом , небольшое воз м ущение плотности может становиться все более неустойчивым (см . рис .). Согласно еще одной гипотезе , предложенной Георгием Гамовым , гравитационные силы могут усиливаться "симулированной гравитацией ", создаваемой в ранней ист ории Вселенной интенсивным полем излучения . Частицы в такой Вселенной , как правило , затеняют друг друга от излучения и в результате испытывают действие силы , направленной от каждой частицы к другой частице . Эта сила , с которой частицы подвергаются действи ю друг друга , ведет себя по закону обратных квадратов , подобно силе тяготения . Можно , например , представить себе две частицы , разделенные небольшим расстоянием в богатом излучением поле . Частицы поглощают энергию фотонов поля излучения и поэтому находятся п од влиянием сил , действующих в разных направлениях . Рассмотрим ситуацию , когда одна частица поглощает фотон , приходящий с направления , противоположного направлению на вторую частицу . На эту частицу действует сила в направлении второй частицы . Так как фото н был поглощен первой частицей , вторая частица оказывается защищенной от поля излучения в этом направлении , и поэтому на нее действует сила преимущественно в направлении первой частицы . В результате возникает эффект взаимного притяжения двух частиц , вызван н ый их взаимным затенением от поля излучения . Установлено , что этот эффект тени имеет значение лишь на протяжении примерно первых 100 лет существования Вселенной , после чего интенсивность излучения и степень близости частиц уменьшается. После достижения инд ивидуальными протогалактиками гравитационной выделенности через какую-либо форму неустойчивости в догалактическом газе , они коллапсируют с образованием галактик значительно меньших размеров и с большими плотностями , оставляя промежуточное пространство поч т и пустым . Реальный процесс сжатия можно исследовать лишь при помощи теоретического моделирования . Еще не открыта галактика , о которой с уверенностью можно сказать , что она молода по сравнению с оценкой возраста Вселенной , и таким образом , нет объекта , наб л юдаемого в стадии сжатия . Вместо этого надо исследовать те ключи к пониманию состояния среды до сжатия , которые можно извлечь из современных характеристик галактик и из их прошлого , наблюдая объекты на больших расстояниях . Можно также подходить к этой про б леме , предлагая правдоподобные начальные условия и производя вычисления , чтобы посмотреть , можно ли прийти к реалистичной картине в результате сжатия исходной протогалактики . Начальные условия , с которых мы должны начинать эти вычисления , включают массу г а лактики , ее угловой момент , размеры , температуру , химические характеристики , магнитное поле и внутренние турбулентные движения. Рассмотрим простейшее начальное состояние , в котором свойства протогалактики таковы , что она яв ляется холодной , полностью однородной по плотности , совершенно сферической и без турбулентных движений , магнитного поля и внешних воздействий . Для объекта , сравнимого по массе с Млечным Путем , порядка 10 11 масс Солнца , такой набор начальных условий приводи т к совершенно не остановимому коллапсу . Гравитационный потенциал такого объекта достаточно велик , чтобы никакой физический процесс не мог остановить его коллапс в массивную черную дыру , и вычисления показывают , что за короткое по космическим масштабам вр е мя такой объект исчезнет (см . рис .). Объект переходит через предел Шварцшильда , представляющий собой границу , определяемую в рамках общей теории относительности и возникающую при сжатии массивного тела до столь малых размеров и громадных плотностей , что с в ет больше не может уйти от него . Объект исчезает для внешнего наблюдателя и наблюдается лишь его гравитационное поле . Таким образом , простейшие начальные условия вообще не приводят к образованию галактики. Более разумный набор начальных условий следующий : в ходе одного из рассмотренных выше процессов газовое облако уже сжалось до такой степени , что оно стало устойчивым , несмотря на расширение окружающей Вселенной ; пусть это будет плотность около 10 -28 г /см . Если принять массу равной 10 11 солнечных масс , то указанная плотность дает для сферического облака начальный радиус около 200 кпк (против 30 кпк - типичного радиуса для этой массы после сжатия ). Для того чтобы сжатие было возможным , кинетическая , магнитная и гравитационная энергии должны быть соответству ю щим образом сбалансированы . Другие начальные условия , необходимые для начала сжатия , следующие : скорость вращения должна быть мала - менее 40 км /с , температура - меньше 2-10 5 К и напряженность магнитного поля должна быть разумно мала - меньше 2-10 7 гаусс. Если распределение плотности облака остается однородным в ходе сжатия , то гравитационная энергия возрастает обратно пропорционально уменьшающемуся радиусу . С другой стороны , температура остается примерно одинаковой до тех пор , пока плотность вещества не с т анет настолько большой , что оно станет оптически толстым для излучаемых длин волн . До того , как это произойдет , тепловая энергия (величина энергии движения частиц газа , т . е . температура ) газового облака не зависит от радиуса , но после достижения критичес к ого значения плотности тепловая энергия при уменьшении радиуса начинает сильно возрастать . Тепловая энергия может остановить сжатие лишь когда радиус меньше этого критического значения - теплового предела . Пока размеры облака больше , турбулентная энергия н е важна , так как она быстро рассеивается. Аналогично , магнитная энергия , возрастающая при сжатии облака , никогда не превышает гравитационную энергию , если она была меньше гравитационной энергии в начальный момент . В некоторый момент радиус становится доста точно малым , чтобы энергия вращения уравновесила гравитационную энергию - это определяет вращательный предел . При другом критическом размере из газа конденсируются звезды и начинается быстрый переход от газового облака к галактике , состоящей из звезд . Это конденсациочный предел . Окончательная судьба сжимающегося облака зависит от соотношения этих трех критических радиусов . В зависимости от того , какой из них наибольший , появляются три интересные возможности. Если наибольший радиус соответствует вращательному пределу , то сжатие останавливается вращением (см . рис .). Однако центробежные силы ограничены плоскостью вращения , так что сжатие в направлении , перпендикулярном этой плоскости , продолжается до образования тонкого диска . Э тот диск выделяется формой и наличием вращения - это спиральная галактика . В случае , если наибольшим является конденсационный , предел , звездообразование начинается до того , как эффекты вращения становятся важным фактором то рможения сжатия . По мере роста плотности темп звездообразования увеличивается , и большая часть газа проходит через этот процесс . В этом случае , когда сжатие останавливается на соответствующем пределе , для эффективной диссипации энергии почти не остается г а за или его остается очень мало . Поэтому диск не образуется . Согласно энергетическим условиям , объект должен после этого несколько расшириться до достижения радиусом другого критического значения . Орбиты звезд будут таковы , что галактика станет почти сфери ч еской - в зависимости от величины и распределения начального углового момента . С этими свойствами - почти сферической формой , отсутствием газа и большим количеством звезд , образовавшихся вблизи начала его существования , объект явно будет эллиптической гала ктикой (см . рис .). В третьем случае , когда ни вращательный , ни конденсационный предел не являются достаточно большими , чтобы остановить сжатие , облако все уменьшается и уменьшается , пока не образуется сверхмассивный звездообразный объект . Возможно , это буд ет черная дыра - невидимая и почти необнаружимая. После обретения галактикой формы следующие стадии эволюции являются медленными и гораздо менее эффектными . Звезды образуются , умирают и выбрасывают богатое тяжелыми элементами вещество , образующее новые зве зды , галактика постепенно тускнеет и краснеет , химический состав ее звездного населения медленно меняется по мере обогащения газа и пыли , из которых образуются последующие поколения звезд , тяжелыми элементами. Мы не можем увидеть , как галактика меняется . Ч еловеческая жизнь по меньшей мере в миллион раз короче , чем надо для этого . Но мы можем наблюдать эволюционные эффекты , глядя пазад на все более ранние стадии эволюции нашей Вселенной , когда галактики оказываются более молодыми . Самые далекие наблюдаемые н ами нормальные галактики мы наблюдаем более молодыми , чем наших соседей . Свету от галактики на расстоянии 10 миллиардов световых лет , например , потребовалось 10 миллиардов лет , чтобы достичь нас , и , таким образом , мы наблюдаем и измеряем изображение галак т ики , которая на 10 миллиардов лет моложе нашей . Если возраст Вселенной составляет от 15 до 20 миллиардов лет (точное значение еще с уверенностью не установлено ), то возраст наблюдаемой галактики составляет всего одну треть возраста галактик вблизи нас , св е т от которых доходит до нас быстрее . Разумеется , это соображение опирается на веру в одновременное сжатие и образование всех галактик вскоре после Большого Взрыва , что подтверждается исследованиями близких галактик и предсказывается космологическими модел я ми. Для того , чтобы увидеть эволюцию галактик , нужно смотреть все дальше и дальше . Расстояние в первые два миллиарда световых лет слишком мало , чтобы обнаружить изменения , но более далекие галактики демонстрируют реальные различия , особенно заметные в их ц ветах . Недавно при расстоянии около 10 млрд световых лет действительно обнаружено настоящее влияние эволюции на цвета галактик . Используя специальные детекторы на 200-дюймовом Паломарском телескопе , астрономы пронаблюдали галактики 23-й и 24-й величины с д остаточной точностью , чтобы увидеть , как выглядят молодые галактики . В значительной степени , как это предсказывают теоретические модели , галактики в то время были более яркими и голубыми. Расчеты Беатрис Тинсли , которая посвятила большую часть своей коротк ой , но творческой жизни изучению эволюции галактик , помогли астрономам понять детали этих возрастных эффектов . Из моделей , созданных Тинсли с сотрудниками , нам известно , что скорость падения яркости и изменения цвета зависит от многих обстоятельств : распр е деления звезд по массам , скорости регенерации вещества в звездах , доли звезд , образованных при начальной вспышке и многих других . В настоящее время наблюдаемые далекие галактики начинают снабжать нас этими подробностями . Это поразительно - иметь возможнос т ь узнавать о событиях , происходящих на протяжении миллиардов лет . Мы делаем это , переводя часы на миллиарды лет назад , глядя на объекты на расстояниях в миллиарды световых лет. Другим заметным отличием молодых галактик в далеких частях Вселенной от галакти к , подобных современным , является наличие в прошлом значительно большего числа активных или взрывающихся галактик . Плотность квазаров и радиогалактик возрастает по мере того , как мы смотрим все дальше и дальше . Поэтому эти объекты должны были быть гораздо более распространены в раннюю эпоху существования Вселенной . Современные теоретические модели предполагают , что они образуются при коллапсе сверхмассивных объектов - возможно , черных дыр - в центрах галактик . Черные дыры довольно безопасны , если в них неч е го "бросить ", но приводят в действие бурные энергетические процессы , если к их гравитационному полю слишком близко подходят звезды или газ. Возможно , молодые галактики , все еще богатые непереработанным газом , были больше предрасположены к подаче этого газа в центральные ядра , чем это делают сейчас старые галактики . Если там притаились черные дыры , то эти галактики скорее вспыхнут , как квазары или радиогалактики . Теперь , по-видимому , подобная исключительно бурная активность по большей части прекратилась. 5. Масса галактик Не так много лет назад одной из наиболее надежных областей внегалактической астрономии было определение масс галактик . Для этой цели были разработаны хорошие методы , собраны данные обширных измерений и мы имели значения масс , которым все д оверяли . Несколько вызывающих беспокойство проблем возникло в 60-е годы , особенно в связи с массами , полученными по данным измерений скоростей галактик в скоплениях , которые казались слишком большими . Но в общем было чувство , что такие простые задачи , как определение массы Млечного Пути или галактики в Андромеде , решены. Однако к 1980 г . произошел удивительный поворот , оставивший нас сейчас в состоянии полного недоумения в вопросе о массах галактик . По-видимому , ни один из полученных в прошлом ответов не ве рен по причине совершенно неожиданного и до тех пор не осознававшегося затруднения . Перед тем , как броситься с головой в эту загадку , сделаем обзор основных методов , использовавшихся астрономами в этих сложных исследованиях. Нетрудно оценить общую массу га лактики , используя очень простые предположения и опираясь на легко измеряемые величины . Например , масса нашей Галактики может быть оценена по ее известному радиусу и числу звезд вблизи Солнца . Все строится на простых , но не очень точных предположениях о то м , что мы живем в области с типичной звездной плотностью и по форме наша Галактика близка к сфере . Если сосчитать звезды в окрестности Солнца и добавить сюда массу газа и пыли , то получится плотность около 3/100 солнечной массы на кубический световой год. Радиус Галактики около 15 тысяч световых лет , так что в предположении сферической формы объем составляет около 13 триллионов кубических световых лет . Общая масса , заключенная в сфере , равна произведению объема на плотность , и таким образом наше приближени е дает величину 400 миллиардов масс Солнца . Этот результат удивительно близок к значениям , получаемым более точными методами . На самом деле плотность звезд в нашей Галактике сильно меняется от места к месту и , разумеется , звезды не распределены равномерно в нутри сферы . Тем не менее простой подсчет отдельных звезд вблизи нас и обобщение локальной плотности дают хорошее первое приближение и наглядное представление об огромности массы нашей Галактики. Гораздо лучшим методом определения массы галактики является метод , основанный на измерении скорости вращения галактики . Метод ненамного сложнее определения массы Солнца по скоростям орбитального движения планет . Если бы Солнце было массивнее , чем сейчас , то Земле пришлось бы быстрее двигаться вокруг него по орбите , иначе она упала бы на Солнце . Менее массивное Солнце с меньшей силой гравитационного притяжения означало бы необходимость более медленного движения Земли , в противном случае она улетела бы далеко в космическое пространство . Таким образом , скорость движе н ия Земли по орбите в точности соответствует значению для устойчивой орбиты вокруг звезды с массой в одну солнечную. Точно так же Солнце и другие звезды движутся по орбитам вокруг центра нашей Галактики со скоростями , определяемыми ее массой . Если измерить скорость и определить размер орбиты , то можно вычислить массу , управляющую орбитой . Однако имеется одно затруднение . В Солнечной системе почти вся масса сосредоточена в Солнце - в центре системы , в то время как в галактике звезды распределены таким образо м , что на болыпииство из них действует значительная сила притяжения со стороны массы , расположенной вне (в противоположность той , что находится внутри ) их орбит . Это значит , что общую массу галактики можно определить лишь по скоростям звезд во внешних част я х , для которых вся галактика находится внутри орбиты звезды . Астроном должен определить скорости звезд или другого вещества (обычно это возбужденный газ , так как его скорость легче всего измерить ) на всем протяжении от центра до края в поисках точки , где з начения скоростей становятся похожими на те , что соответствуют только внутренней массе . Это называется кеплеровской частью кривой , так как именно Кеплер нашел связь между скоростями планет и расстояниями их до Солнца - откр ытие , приведшее Ньютона к открытию закона тяготения . Внутри кеплеровской части кривой скорости звезд увеличиваются по мере удаления от центра (см . рис .). Потом скорость выходит на постоянный уровень , после чего кривая вращения начинает падать . За точкой п о ворота все скорости кеплеровские и они должны дать величину массы галактики . Для большей точности астрономы подгоняют под весь набор скоростей , измеряемых при различных положениях , разные модели распределения массы в галактике , узнавая таким образом кое-ч т о об этом распределении , а также значение общей массы. В 60-е годы эти исследования велись весьма интенсивно . Астрономы определили массы многих галактик и нашли зависимость между светимостью галактики и ее массой и между хаббловским типом и массой . Обычно галактики типов Sa и Sb имели большие массы на единицу светимости , чем галактики других типов , то есть их звезды в среднем менее яркие , чем звезды в галактиках типа Sc и Irr. Для всех типов было впечатление , будто кривая вращения загибается вниз вблизи гр а ницы наблюдаемой области . Казалось , природа так построила галактики , чтобы мы как раз могли увидеть на самых внешних их звездах начало кеплеровского движения . Кривые хорошо согласовывались с моделями распределения массы , и распределение вещества в галакти к ах выглядело весьма разумным. Другой метод определения масс галактик может быть применен к тем из них , что являются членами двойных систем . Две обращающиеся вокруг друг друга галактики должны подчиняться закону тяготения Ньютона , утверждающего зависимость размеров орбит и скоростей от масс галактик . Наблюдая всего одну двойную галактику , нельзя надеяться использовать этот факт , так как орбитальные периоды составляют миллионы и миллиарды лет - это слишком долго , чтобы ждать . К тому же галактики видны лишь с одного направления , так что нельзя определить угол наклона орбиты к лучу зрения . Но эти трудности преодолимы , если мы наблюдаем много двойных галактик и определяем их параметры статистически . Хотя мы не можем проследить ни одну данную пару на протяжении в с ей орбиты , можно пронаблюдать достаточно много двойных галактик , чтобы получить их средние массы. Чтобы учесть очень большое различие размеров двух галактик при наблюдении двойной системы , астрономы вместо индивидуальных ма сс вычисляют средние значения отношений массы к светимости . Это позволяет компенсировать то обстоятельство , что более яркая галактика будет также и более массивной . Например , для двойной галактики , состоящей из эллиптической галактики очень высокой светим о сти и небольшой эллиптической галактики , можно принять одинаковые значения отношений массы к светимости , но их движение не будет одинаковым . Меньшая галактика будет двигаться вокруг общего центра масс быстро , а большая - медленно . Оценка средней массы буд е т примерно посередине и не будет характеризовать ни одну из галактик , но вычисленные для всей системы отношения массы к светимости позволят астроному определить индивидуальные массы каждой из галактик . На практике это следует проделать для многих пар элли п тических галактик - для учета разных углов наклона и форм орбит. Результаты исследования пар галактик разных типов удивительны . Вместо того , чтобы получить отношения массы к светимости от 1 до 10 (это диапазон значений для отдельных галактик , исследованных при помощи упомянутых выше методов ), астрономы получили гораздо большие величины . Типичное значение для пар эллиптических галактик около 75, а пары спиральных галактик попадают в интервал от 20 до 40. Эти значения поставили получивших их людей в тупик и н астолько отличались от ожидаемых , что были предприняты значительные усилия , чтобы установить , каким образом результаты могли исказиться . Может быть , в чем-то предположения были неверными ? Возможно , галактики в парах по какой-то причине эволюционного харак т ера существенно массивнее (для своей светимости ), чем уединенные галактики . Или , быть может , статистический подход оказался в чем-то порочен ? Из-за этих сомнений астрономы старались относиться к результатам , полученным по двойным галактикам , с осторожност ь ю . Этого не следовало делать , а надо было перенести свои подозрения на более традиционные методы . Как будет видно из следующих разделов , имеющиеся данные говорят о том , что двойные галактики дают лучшие результаты , чем мы думали. Галактики обычно существую т в группах : они объединяются . Некоторые , вроде Млечного Пути , принадлежат к небольшим организациям наподобие Местной группы , в то время как другие являются членами огромных скоплений , содержащих тысячи галактик . Во всех случаях это обстоятельство дает нам в руки еще один метод определения масс галактик . В скоплении каждая галактика движется в соответствии с силой притяжения со стороны других объектов . Насколько быстро они в среднем движутся , зависит от среднего расстояния между ними и от их масс . Ситуация аналогична ситуации с дисперсией скоростей звезд в галактике , но теперь мы рассматриваем движение отдельных галактик в скоплении . Если предположить , что скопления галактик устойчивы , то есть не охлопываются и не разлетаются , то движение отдельных членов и расстояния между ними должны дать оценку их масс. Проблема с этим методом в том . что он тоже , как казалось . давал неправильный ответ . Когда в начале 60-х годов таким образом впервые были определены отношения массы к светимости , результаты оказались поразит ельными . Вместо значений около 1 - 10 были получены величины , равные сотням и даже тысячам . Как же этот метод может быть неправильным ? Предложенные многочисленные гипотезы включали возможность расширения скоплений , их сжатия , возможность , что они состоят и з аномально массивных галактик , что в скоплениях много двойных галактик (что ведет к большим значениям измеренных скоростей ) или что между галактиками в скоплениях много межгалактического вещества - достаточно , чтобы затмить гравитационное поле самих гала к тик . Сейчас мы с большим доверием смотрим на результаты , полученные по скоплениям , чем сначала . Нет сомнения , что все перечисленные факторы играют некоторую роль , но главное объяснение совершенно иное . Галактики все время скрывали от нас ужасную тайну : он и полны загадочным " темным веществом ". Знание приходит к нам разными путями , но самый волнующий известен под названием "прорыв ". Он происходит после того . как ученые на некоторое время как бы "застревают " и понимают , что чего-то не хватает : какой-то важный фрагмент знания на пороге , но ускользает и остается не найденным . Исследование масс галактик прошло через подобную фазу , когда большинство астрономов чувствовало , что что-то в этой области науки не так , что какой-то важный факт ускользнул . Результаты изме р ений масс различными способами не согласовывались , и особенно острой была проблема для скоплений галактик . Эта область науки определенно нуждалась в прорыве. Первым признаком надвигающегося прорыва было недавнее исследован ие нейтрального водорода в M31. Когда был обнаружен и измерен газ на очень большом расстоянии от ядра , кривая вращения отказалась загнуться вниз и стать кеплеровской (см . рис .). Далеко за тем местом , где согласно оптическим данным был достигнут загиб крив о й , новые результаты для нейтрального водорода свидетельствовали о том , что скорость остается почти постоянной . Это возможно , только если большие массы находятся в далеких областях какого-то невидимого гало вокруг M31 далеко за пределами видимых частей гал а ктики . Были приняты во внимание все возможные типы объектов , которые могли объяснить эту массу . Предполагалось , что это могут быть очень тусклые красные звезды или газ , ионизованный таким образом , что его нельзя наблюдать как нейтральный водород . Но эти п р остые гипотезы , так же как и другие , включавшие все известные объекты , были опровергнуты разного рода точными наблюдениями . Масса не могла быть ничем простым. Тем временем появились другие данные , свидетельствовавшие о распространенности подобных массивных гало из невидимого вещества у галактик . Более изощренные теоретические модели требовали наличия очень массивных гало для сохранения устойчивости наблюдаемой плоской части спиральных галактик . Утверждалось , что плоский компонент галактики разрушится , если не будет удерживаться преобладающим тяготением окружающей массы. При наблюдении других галактик помимо M31. Включая нашу собственную , стали обнаруживать , что кажущийся загиб кривой вращения был во многих случаях просто небольшой флуктуацией . К 80-м годам с оздалось впечатление , что нет галактик , масса которых заключена в видимом диске . Теперь обнаружено несколько галактик , демонстрирующих во внешних частях кеплеровскую кривую , но в большинстве случаев это не так . Большая часть оптических и радиокривых , по-в и димому , сохраняет постоянную скорость вплоть до самой далекой доступной наблюдениям точки - даже при использовании для регистрации наиболее слабого излучения самого мощного современного оборудования . Редко большая часть вещества в галактиках располагается в пределах видимых изображений . Наоборот , основная часть массы галактики расположена за теми пределами , где , как нам кажется , она кончается. Если у галактик действительно есть темные гало . то обсуждавшиеся выше противоречия можно понять . Метод кривой враще ния дает лишь массу внутри пределов , ограниченных самой внешней из точек , где проводились измерения , а метод дисперсии скоростей говорит нам только об отношении массы к светимости в центре , делая необходимой экстраполяцию на внешние области с использовани е м распределения яркости для определения полной массы . Ни один из этих методов не может обнаружить массивные невидимые гало . Но они обнаруживаются методом двойных галактик , так как галактики обращаются одна вокруг другой по орбитам , которые расположены в о с новном или полностью вне массивных гало отдельных членов . Аналогично метод скоплений тоже должен быть индикатором общей массы галактик. В новом ходе развития событий прискорбно то , что если новые большие измеренные значения масс правильны , то при современн ых астрономических исследованиях большая часть Вселенной не наблюдается . Большая часть вещества в космосе заключена в какой-то неизвестной форме в массивных гало галактик и то , что мы наблюдаем как галактики , - всего лишь вершины очень больших айсбергов . Г рандиозные спиральные галактики являются лишь скелетами огромных таинственных призраков , природа которых все еще остается неизвестной. Для объяснения невидимого вещества в гало галактик было предложено много типов объектов . Когда физики впервые предполож или , что у крошечной частицы под названием нейтрино может быть небольшая масса (до этого считалось , что масса покоя частицы равна нулю ), кто-то тут же сказал , что гало могут состоять из нейтрино . При появлении сообщения об открытии физиками монополя (отде л ьного изолированного магнитного полюса ) с ничтожно малой массой , кто-то сразу предположил , что гало могут состоять из монополей . При появлении других возможностей всегда , казалось , была надежда объяснить состав гало галактик , К сожалению , сейчас похоже , ч т о нейтрино вообще не имеет массы , а единственный обнаруженный монополь мог быть ошибкой эксперимента , так что , вероятно , ни один из этих объектов не решит нашу проблему . Мы остались с весьма небольшим списком невероятных объектов , ни один из которых , похо ж е , нам не подходит . В этом списке есть все объекты , которые только можно придумать , имеющие массу и при этом невидимые в галактиках . Например , планеты вроде Земли , не сопровождаемые светящейся звездой , будут иметь массу и излучать при этом слишком мало св е та , чтобы быть обнаруженными . Подойдут также и более мелкие объекты - каменные глыбы или мелкие камешки . Проблема с подобными объектами в том , что никто не может придумать способ их производства в достаточном количестве . Можно довольно уверенно утверждать, что планета не может образоваться , если поблизости нет звезды , и то же верно для каменных глыб . Единственные достойные рассмотрения объекты - это черные дыры , массивные и ничего не излучающие , которые каким-то образом могут образовываться во внешних част я х протогалактик . Но что бы это ни было - черные дыры , каменные глыбы или экзотические субатомные частицы - возможность того , что большая часть Вселенной от нас скрыта , вызывает озабоченность . Мы живем в обширном и подавляюще темном космическом облаке , лиш ь кое-где освещенном свечами. 6. Строение нашей Галактики Важнейшей особенностью небесных тел является их свойство объединяться в системы . Земля и её спутник Луна образуют систему из двух тел . Так как размеры Луны не так уж малы в сравнении с размерами З емли , то некоторые астрономы склонны рассматривать Землю и Луну как двойную систему Юпитер и Сатурн со своими спутниками - примеры более богатых систем . Солнце , девять планет с их спутниками , множество малых планет , комет и метеоров образуют систему более высокого порядка - Солнечную систему . Не образуют ли систем и звезды ? Первое систематическое исследование этого вопроса выполнил во второй половине 18 века английский астроном Вильям Гершель . Он производил в разных областях неба подсчеты звёзд , наблюдае мых в поле зрения его телескопа . Оказалось , что на небе можно наметить большой круг , рассекающий все небо на две части и обладающий тем свойством , что при приближении к нему с любой стороны число звезд , видимых в поле зрения телескопа , неуклонно возрастае т и на самом круге становится небольшим . Как раз вдоль этого круга , получившего название галактического экватора , стелется Млечный Путь , опоясывающая небо чуть светящаяся полоса , образованная сиянием неярких далёких звезд . Гершель правильно объяснил обнару ж енное им явление тем , что наблюдаемые нами звезды образуют гигантскую звездную систему , которая сплюснута к галактическому экватору. И все же , хотя вслед за Гершелем исследованием строения нашей звездной системы - Галактики занимались известные астрономы - В . Струве , Каптейн и другие . Само представление о существовании Галактики как обособленной звездной системы являлось до тех пор , пока не были обнаружены объекты , находящиеся вне Галактики . Это произошло только в 20 годы нашего века , когда выяснилось , что спиралеобразные и некоторые другие туманности являются гигантскими звездными системами , находящимися на огромных расстояниях от нас и сравнимыми по строению и размерам с нашей Галактикой . Выяснилось , что существует множество других звездных систем - галак тик , весьма разнообразных по форме и по составу , причем среди них имеются галактики , очень похожие на нашу . Это обстоятельство оказалось очень важным . Наше положение внутри Галактики , с одной стороны , облегчает её исследование , а с другой - затрудняет , т а к как для изучения строения системы выгоднее её рассматривать не изнутри , а со стороны. Форма Галактики напоминает круглый сильно сжатый диск . Как и диск , Галактика имеет плоскость симметрии , разделяющую её на две равные части и ось симметрии , проходящую ч ерез центр системы и перпендикулярную к плоскостям симметрии . Но у всякого диска есть точно обрисованная поверхность - граница . У нашей звездной системы такой чётко очерченной границы нет , также как нет чёткой верхней границы у атмосферы Земли . В Галактик е звёзды располагаются тем теснее , чем ближе данное место к плоскости симметрии Галактики и чем ближе оно к её плоскости симметрии . Наибольшая звёздная плотность в самом центре Галактики . Здесь на каждый кубический парсек п риходится несколько тысяч звёзд , т.е . в центральных областях Галактики (в балдже ) звёздная плотность во много раз больше , чем в окрестностях Солнца . При удалении от плоскости и оси симметрии звёздная плотность убывает , при чём при удалении от плоскости си м метрии она убывает значительно быстрее . По этому если бы мы условились считать границей Галактики те места , где звёздная плотность уже очень мала и составляет одну звезду на 100 пс , то очерченное этой границей тело было бы сильно сжатым круглым диском . Ес л и границей считать область , где звёздная плотность ещё меньше и составляет одну звезду на 10 000 пс , то снова очерченной границей тело будет диском примерно той же формы , но только больших размеров . По этому нельзя вполне определённо говорить о размерах Г а лактики . Если всё-таки границами нашей звёздной системы считать места , где одна звезда приходится на 1 000 пс пространства , то диаметр Галактики приблизительно равен 30 000 пс , а её толщена 2 500 пс . Таким образом , Галактика - действительно сильно сжатая с истема : её диаметр - в 12 раз больше толщины . Количество звёзд в Галактике огромно . По современным данным оно превосходит сто миллиардов , т.е . примерно в 25 раз превосходит число жителей нашей планеты . Существование газа в пространстве между звёздами впе рвые было обнаружено по присутствию в спектрах звёзд линий поглощения , вызываемых межзвёздным кальцием и межзвёздным натрием . Эти кальций и натрий заполняют всё пространство между наблюдателем и звездой и со звездой непосредственно не связаны . После кальц ия и натрия было установлено присутствие кислорода , калия , титана и других элементов , а также некоторых молекулярных соединений : циана , углеводорода и др. Плотность межзвёздного газа можно определить по интенсивности его линий . Как и следовало ожидать , она оказалось очень малой . Плотность межзвёздного натрия , например , близ плоскости Галактики , где он наиболее плотен , соответствует одному атому на 10 000 см пространства . Долгое время не удавалось обнаружить межзвёздный водород , хотя в звёздах он самый обил ь ный газ . Это объясняется особенностями физического строения атома водорода и характером поля излучения Галактики . Близ плоскости Галактики один атом водорода приходится на 2-3 см 3 пространства . Это значит , что плоскость всей газовой материи около плоскости Галактики составляет 5-8 * 10 25 см 3 , масса газа и других элементов ничтожно мала. Распределён межзвёздный газ неравномерно , местами образуя облака с плотностью в десятки раз выше средней , а местами создавая разряжения . При удалении от плоскости Галактики средняя плотность межзвёздного газа быстро падает . Общая его масса в Галактике составляет 0,01-0,02 общей массы всех звёзд . Звёзды - горячие гиганты , излучающие большое количество ультрафиолетовых квантов , ионизируют вокруг себя межзвёздный водород в знач ительной области. Размер зоны ионизации в очень большой степени зависит от температуры и светимости звезды . Вне зон ионизации почти весь водород находится в нейтральном состоянии . Таким образом , все пространство Галактики можно разделить на зоны ионизиро ванного водорода и где водорода неионизирован . Датский астроном Стремгрен теоретически показал , что постепенного перехода от области , где водород практически весь ионизирован , к области , где он нейтрален , нет. В настоящее время разработан метод опре деления закона вращения всей массы нейтрального водорода Галактики по совокупности профилей его эмиссионной линии 21 см . Можно полагать , что нейтральный водород в Галактике вращается так же или почти так же , как и сама Галактика . Тогда становится известн ы м и закон вращения Галактики . Этот метод в настоящее время дает наиболее надежные данные о законе вращения нашей звездной системы , т.е . данные о том , как изменяется угловая скорость вращения системы по мере удаления от центра Галактики к её окраинным обла стям. Для центральных областей угловую скорость вращения пока определить не удается . Как видно , угловая скорость вращения Галактики убывает по мере удаления её от центра сначала быстро , а затем медленнее . На расстоянии 8 кпс . от центра угловая скорость равна 0, 0061 в год . Это соответствует периоду обращения 212 млн . лет . В районе Солнца (10 кпс . от центра Галактики ) угловая скорость равна 0, 0047 в год , причем период обращения 275 млн . лет . Обычно именно эту величину - период обращения Солнца вместе с о крестными звездами около центра нашей звездной системы - считают периодом вращения Галактики и называют галактическим годом . Но нужно понимать , что общего периода для Галактики нет , она вращается не как твердое тело . В районе Солнца скорость равна 220 км / с . Это значит , что в своём движении вокруг центра Галактики Солнце и окрестные звёзды пролетают в секунду 220 км . Период вращения Галактики в районе Солнца равен приблизительно 275 млн . лет , а области , расположенные от центра Галактики дальше Солнца , совер шают оборот медленнее : период вращения растет на 1 млн . лет при увеличении расстояния от центра Галактики приблизительно на 30 пс. Кроме газа в пространстве между звездами имеются пылинки . Размеры их очень малы и располагаются они на значительных расстояни ях друг от друга ; среднее расстояние между пылинками - соседями составляет около ста метров . Поэтому средняя плотность пылевой материи Галактики примерно в 100 раз меньше общей массы газа и в 5000- 10 000 раз меньше общей массы всех звезд . Поэтому динамич е ская роль пыли в Галактике весьма незначительна . В Галактике пылевая материя сильнее поглощает голубые и синие лучи , чем желтые и красные. В некотором отношении туман , в который погружена Галактика , существенно отличается от тумана , который мы наблю даем на Земле . Отличие состоит в том , что вся масса пылевой материи имеет крайне неоднородную структуру . Она не распределена гладким слоем , а собрана в отдельные облака различной формы и размеров . Поэтому поглощение света в Галактике носит пятнистый харак т ер. Пылевая и газовая материи в Галактике обычно перемешаны , но пропорции их в различных местах различны . Встречаются газовые облака , в которых пыль преобладает . Для обозначения рассеянной в Галактике материи газа , пыли и смеси газа и пыли - употребляется общий термин “ диффузная материя” . Форма Галактики несколько отличается от диска тем , что в центральной части её имеется утолщение , ядро . Это ядро , хотя в нём сосредоточено большое число звёзд , долгое время не удавалось наблюдать , потому , что около плоско сти симметрии Галактики наряду со светящейся материей звёзд имеются огромные темные облака пыли , поглощающие свет летящих за ними звёзд . Между Солнцем и центром Галактики расположено большое количество таких темных пылевых облаков различной формы и толщин ы , и они закрывают от нас ядро Галактики . Однако разглядеть ядро Галактики все-таки удалось. В 1947 году американские астрономы Стеббинс и Уитфорд использовали совместно с телескопом фотоэлемент , чувствительный к инфракрасным лучам , и сумели обрисовать кон туры ядра Галактики . В 1951 году советские астрономы В.И.Красовский и В.Б.Никонов получили фотографии ядра Галактики в инфракрасных лучах . Ядро Галактики оказалось не очень большим , его диаметр составлял около 1300пс . Но все-таки присутствие ядра в центр а льной области Галактики утолщает эту область , форму Галактики теперь можно сравнивать не просто с диском , а с дискообразным колесом , имеющим в центральной части утолщение - втулку . Центр ядра Галактики - это центр всей нашей звездной системы . Материя в це нтре Галактики имеет высокую температуру и находится в состоянии бурного движения. Внутри огромной звёздной системы - Галактики многие звёзды объединены в системы меньшей численности . Каждая из этих систем может рассматриваться как коллектив ный член Галактики. 7. Состав нашей Галактики Самые маленькие коллективные члены Галактики - это двойные и кратные звёзды . Так называются группы из двух , трех , четырех и более звезд , в которых звёзды удерживаются близко друг к другу благодаря взаимному притяжению согласно закону всемирного тяготения . В двойных и кратных звёздах таких огромных тел – звёзд (солнц ) два или несколько . Они притягивают друг друга , удерживают друг друга и , возможно , другие тела меньших масс внутри сравнительного небольшого объ ё ма. Расстояние , разделяющее компоненты двойных звезд , могут быть весьма различны . У тесных двойных они так близки друг друга , что происходят сложные физические процессы взаимодействия , связанные с явлениями приливов. В широких парах расстояние между компон ентами составляет десятки тысяч астрономических единиц , периоды обращений столь велики , что измеряются тысячелетиями и орбитальное движение при наблюдениях не удаётся обнаружить . Связуемость компонентов в таких системах определяют по их относительной близ о сти на небе и по общности собственного движения. Среди 30 ближайших к нам звёзд 13 входят в состав двойных и тройных систем . Измерение скорости движения звёзд по их орбитам позволило оценить массу звёзд , входящих в двойные системы . Оказалось , что и в этом отношении звёзды различны . Некоторые из них по массе уступают Солнцу , а другие превосходят его . При этом для всех звезд , в том числе и для Солнца , выполняется условие - чем больше светимость звезды , тем больше и её масса . Вдвое большей массе соответствую т приблизительно вдесятеро большая светимость , так что различие в светимостях у звезд гораздо большее , чем различие в массах. Двойные и кратные звёзды часто состоят из звёзд различных типов , например , звезда белый гигант может комбинироваться с красным карликом , или желтая звезда средней светимости - с красным гигантом. Более крупными коллективными членами Галактики , чем двойные и кратные звёзды , являются рассеянные звёздные скопления . Эти скопления содержат от нескольких десятков до нескольких сотен зв ёзд , самые крупные - до двух тысяч звёзд . Термин “рассеянное” скопление вызван тем , что сравнительно небольшая численность звезд в таких скоплениях не позволяет уверенно очертить форму скопления. У рассеянных скоплений характерный состав . В них редко встре чаются красные и желтые гиганты и совершенно нет красных и желтых сверхгигантов . В то же время белые и голубые гиганты - непременные члены рассеянных скоплений . Здесь чаще , чем в других местах Галактики , можно встретить и очень редкие звезды - белые и гол у бые сверхгиганты , т.е . звёзды высокой температуры и чрезвычайно высокой светимости , излучающие , каждая в сотни тысяч и даже миллионы раз больше , чем наше Солнце. Рассеянные скопления располагаются очень близко к плоскости симметрии Галактики . Большинство и з них лежит почти точно в этой плоскости . Число занесённых в каталоги рассеянных звёздных скоплений превышает в настоящее время тысячи . Далекие рассеянные скопления неразличимы , они недостаточно для этого богаты звёздами . Но при помощи телескопов можно от л ичить относительно близкие рассеянные скопления . Поэтому число имеющихся рассеянных скоплений в Галактике на самом деле на много больше тысячи и оценивается приблизительно в 30 тысяч . Если среднее число звёзд в одном рассеянном скоплении составляет 300 ил и несколько больше , то общее число звезд , входящих во все рассеянные скопления Галактики , равно приблизительно десяти миллионам. Ещё более крупными коллективными членами Галактики являются шаровые звёздные скопления . Это очень богатые звёздные скопления , н асчитывающие сотни тысяч , иногда свыше миллиона звёзд . В центральных областях шарового скопления звёзды расположены очень тесно друг к другу . Из-за этого их изображения сливаются и определенные звёзды различить нельзя . Это не значит , что звёзды соприкасаю тся друг с другом . На самом деле даже в центральных областях шаровых скоплений расстояния между звёздами огромны по сравнению с размерами самих звёзд. Состав шаровых скоплений существенно отличается от состава рассеянных скоплений . В шаровых скоплениях оче нь много звёзд красных и желтых гигантов , много красных и желтых сверхгигантов , но очень мало бело-голубых звёзд гигантов и совершенно отсутствуют бело– голубые сверхгиганты. Шаровые скопления - это плотные системы . Состоящие из большого числа звёзд , поэтом у они резко выделяются среди других объектов Галактики . К настоящему времени открыто 132 шаровых скопления , входящих в состав нашей Галактики . Предполагается , что будет открыто ещё некоторое их количество . Вся совокупность шаровых скоплений образует как бы сферическую систему окружающую Галактику и в то же время проникающую в Галактику. В следствии того , что шаровые скопления располагаются симметрично по отношению к центру Галактики , а Солнце находится далеко от него , почти все шаровые скопления должны н аблюдаться в одной половине неба , в той , в которой находится галактический центр. Если в каждом из известных шаровых скоплений в среднем имеется немного менее миллиона звёзд , то общее число звёзд в шаровых скоплениях составит около 100 миллионов . Это тольк о одна тысячная доля всех звёзд Галактики. Имеется ещё один тип членов Галактики - так называемые звёздные ассоциации . Они были открыты академиком В.А.Амбарцумяном , который обнаружил , что наиболее горячие звёзды-гиганты , расположены на небе как бы отдельны ми гнёздами . Обычно в таком гнезде два-три десятка звёзд - горячих гигантов спектральных классов . Ассоциация занимает большой объем , размером в несколько десятков или сотен парсек , в который обычно порядком , как и в другие места Галактики , входят в большо м количестве звезды-карлики и звёзды средней светимости. Звёзды горячие гиганты движутся со скоростью 5-10 км /с , и им требуется всего несколько сотен тысяч лет или , самое большее , несколько миллионов лет , чтобы уйти из ассоциации . Поэтому факт существования горячих гигантов в звёздных ассоциациях указывает на то , что эти звёзды недавно сформировались в ассоциациях и не успели ещё из них уйти. Именно открытие звёздных ассоциаций привело к утверждению , что наряду со старыми звёздами , есть и молодые и очень мол одые звёзды , что звёздообразование в Галактике было длительным процессом и продолжается в наши дни. По расположению в Галактике все звёзды и все другие объекты можно разделить на три группы. Объекты первой группы сосредоточены в галактической плоскости , т. е . образуют плоские подсистемы . К этим объектам относятся звёзды горячие сверхгиганты и гиганты , пылевая материя , газовые облака и рассеянные звёздные скопления . Характерно , что в состав рассеянных скоплений в основном входят именно те объекты , которые сам и по себе тоже образуют плоские подсистемы. Вторую группу образуют объекты , располагающиеся одинаково часто у плоскости симметрии Галактики и на значительном расстоянии от неё . Они образуют сферические подсистемы . В числе таких объектов желтые и красные су бкарлики , желтые и красные гиганты , шаровые скопления. Третью группу составляют промежуточные подсистемы . В них объекты сосредоточены у плоскости Галактики , но не так сильно , как у плоских подсистем . Промежуточные подсистемы составляют красные и желтые звё зды-гиганты , желтые и красные звёзды-карлики , а также особые переменные звёзды , называемые звёздами типа Мира Кита , очень сильно и неправильным образом изменяющие свой блеск. Оказалось , что объекты различных подсистем отличаются друг от друга не только рас положением в Галактике , но и своими скоростями . Объекты сферических подсистем имеют наибольшую скорость движения в направлении . Перпендикулярном к плоскости Галактики , а у объектов плоских подсистем эта скорость наименьшая. Удалось также установить , что об ъекты различных подсистем отличаются и химическим составом : звёзды плоских подсистем богаче металлами , чем звёзды сферических подсистем. Открытие существования объектов различных подсистем в Галактике имеет большое значение . Оно показывает , что звёзды разн ых типов формировались в разных местах Галактики и при различных условиях. Из ядра должны выходить спиральные ветви . Эти ветви , огибая ядро постепенно расширяясь и разветвляясь теряют яркость , и на некотором расстоянии их след пропадает. Спиральные ветви других Галактик состоят из звёзд - горячих гигантов и сверхгигантов , а также из пыли и газа - водорода. Чтобы обнаружить спиральные ветви нашей Галактики , нужно проследить расположение в ней звёзд - горячих гигантов , а так же пыли и газа . Эта задача оказал ась очень сложной из-за того , что спиральную структуру нашей Галактики мы наблюдаем изнутри и различные части спиральных ветвей проецируются друг на друга. Надежды подает излучение нейтрального водорода по длине волны 21 см . В двух небольших спектрах , напр авленных на центр и антицентр Галактики . Однако исследования пока провести не удаётся и поэтому картина не полная . Хотя уже начинает намечаться расположение спиральных ветвей потому , что водород обычно соседствует со звёздами - горячими гигантами , определ я ющими форму спиральных ветвей. Места уплотнения водорода должны повторять рисунок спиральной структуры Галактики. Большое преимущество использования излучения нейтрального водорода состоит в том , что оно длинноволновое , находится в радиодиапазоне и для нег о межзвёздная материя практически совершенно прозрачна . 21-сантиметровое излучение без каких-либо искажений доходит до нас из самых далёких областей Галактики. В безлунные осенние вечера вдали от ярко освещенных домов и улиц , любуясь звёздным небом , можно увидеть белую полосу , протянувшуюся через все небо . Это Млечный Путь. Согласно одному из древних мифов , Млечный Путь – это дорога с Олимпа на Землю . Согласно другому – это пролитое Герой молоко. Млечный Путь опоясывает небесную сферу по большому кругу . Жит елям северного полушария Земли , в осенние вечера удается увидеть ту часть Млечного Пути , которая проходит через Кассиопею , Цефей , лебедь , Орел и Стрельца , а под утро появляются другие созвездия . В южном полушарии Земли Млечный Путь простирается от Стрельц а к созвездиям Скорпион , Циркуль , Центавр , Южный Крест , Киль , Стрела . Млечный Путь , проходящий через звездную россыпь южного полушария , удивительно красив и ярок . В созвездиях Стрельца , Скорпиона , Щита много ярко светящихся звездных облаков . Именно в этом направлении находится центр нашей Галактики . В этой же части Млечного Пути особенно четко выделяются темные облака космической пыли - темные туманности . Если бы не было этих темных , непрозрачных туманностей , то Млечный Путь в направлении к центру Галактики был бы ярче в тысячу раз. Глядя на Млечный путь , нелегко вообразить , что он состоит из множества неразличимых невооруженным глазом звёзд . Но люди догадались об этом давно . Одну из таких догадок приписывают ученому и философу Древней Греции - Демокриту . Он жил почти на две тысячи лет раньше , чем Галилей , который впервые доказал на основе наблюдений с помощью телескопа звездную природу Млечного Пути . В своём знаменитом “Звездном вестнике” в 1609 году Галилей писал : “Я обратился к наблюдению сущности или веще с тва Млечного Пути , и с помощью телескопа оказалось возможным сделать её настолько доступной нашему зрению , что все споры умолкли сами собой благодаря наглядности и очевидности , которые и меня освобождают от многословного диспута . В самом деле Млечный Путь представляет собой не что иное , как бессчетное множество звёзд , как бы расположенных в кучах , в какую бы область не направлять телескоп , сейчас же становится видимым огромное число звёзд , из которых весьма многие достаточно ярки и вполне различимы , количе с тво же звёзд более слабых не допускает вообще никакого подсчета”. Какое же отношение звёзды Млечного Пути имеют к единственной звезде Солнечной системы , к нашему Солнцу ? Ответ сегодня общеизвестен . Солнце - одна из звёзд нашей Галактики , Галактики – Млечны й Путь . Какое же место занимает Солнце в Млечном Пути ? Уже из того факта , что Млечный Путь опоясывает наше небо по большому кругу , ученые сделали вывод , что Солнце находится вблизи главной плоскости Млечного Пути. Чтобы получитъ более точное представл ение о положении Солнца в Млечном Пути , а затем и представить себе , какова в пространстве форма нашей Галактики , астрономы (В.Гершель , В.Я.Струве и др .) использовали метод звездных подсчетов , суть которых в том , что в различных участках неба подсчитывают ч исло звёзд в последовательном интервале звёздных величин . Если допустить , что светимости звёзд одинаковы , то по наблюдаемому блеску можно судить о расстояниях до звезд , далее , предполагая , что звёзды в пространстве расположены равномерно , рассматривают чи с ло звёзд , оказавшихся в сферических объёмах , с центром в Солнце. На основе этих подсчетов уже в 18 веке был сделан вывод о “сплюснутости” нашей Галактики. В состав Галактики входят не менее 150 млрд . Звёзд , подобных нашему Солнцу . В близи центральной обл асти Галактики звёздная плотность в миллионы раз больше , чем вблизи Солнца . Участвуя во вращении Галактики , наше Солнце мчится со скоростью более 220 км /с , совершая один оборот за 200-250 миллионов лет . Галактика имеет сложное строение и сложный состав . С о временные исследования Галактики требуют технических средств 20 века , но началось исследование Галактики с пытливого вглядывания в простирающийся над нашими головами Млечный Путь . Помимо нашей Галактики , во Вселенной существует множество других Галактик . Внешний вид их чрезвычайно разнообразен и некоторые из них очень живописны . Для каждой Галактики , как бы ни был сложен её внешний рисунок , можно разыскать другую Галактику , очень на неё похожую . Однако более внимательное рассмотрение всегда обнаружит заме т ные различия в любой паре Галактик , а большинство Галактик очень сильно отличаются друг от друга своим внешним видом . 8. Метагалактика Понятие “ Метагалактика ” не является вполне ясным . Оно сформировалось на основании аналогии со звёздами . Наблюдения по казывают , что галактики , подобно звёздам , группирующимся в рассеянные и шаровые скопления , также объединяются в группы - скопления различной численности. Однако для звёзд известны объединения более высокого порядка - звёздные системы (галактики ), характерн ые большей автономностью , т . е . Независимостью от влияния других тел , и большей замкнутостью , чем у звёздных скоплений . В частности , все звёзды , которые могут наблюдаться простым глазом в телескопы , образуют звёздную систему - нашу Галактику , насчитывающу ю около 100 млрд . членов . В случае галактик , аналогичные системы более высокого порядка непосредственно не наблюдаются. Тем не менее имеются некоторые основания предполагать , что такая система , Метагалактика , существует ; что она относительно автономна и явл яется объединением галактик примерно такого порядка , каким для звёзд нашей системы является Галактика. Можно даже предположить существование и других метагалактик. Реальность метагалактики будет доказана , если удастся как-то определить её границы и выдели ть наблюдаемые объекты , не принадлежащие ей. В связи с гипотетичностью представлений о Метагалактики как об автономной гигантской системе галактик , включающей все наблюдаемые галактики , и их скопления , термин “метагалактика” стал чаще применяться для облег чения обозреваемой (при помощи всех существующих средств наблюдения ) части Вселенной . Распределение звезд на небе стал впервые изучать В . Гершель в конце 18 века . Результатом его исследований было фундаментальное открытие - явление концентрации звёзд и га лактической плоскости . Приблизительно через полтора столетия наступило время изучить распределение по небу галактик . Сделал это Хаббл . Галактики по блеску в среднем значительно уступают звездам . Звёзд до 6 ой видимой величины на всем небе несколько тысяч, а галактик - только четыре . Звёзд до 13 около трех млн ., а галактик около семисот . Только тогда , когда рассматриваются очень слабые объекты , число галактик становится большим и начинает приближаться к числу звёзд той же величины. Чтобы иметь достаточное к оличество подсчитываемых галактик , нужно использовать большие инструменты способные уловить блеск слабых объектов . Но при этом возникает дополнительная сложность , связанная с тем , что слабые галактики и слабые звёзды не так заметно отличаются друг от друг а , как яркие звёзды от ярких галактик . Слабые галактики имеют очень маленькие видимые размеры и их легко при подсчётах принять за звёзды. Хаббл использовал 2,5-метровый телескоп , и выполнил подсчеты галактик до 20 ой видимой звёздной величины в 1283 маленьки х площадках , распределённых по всему небу . В результате , число галактик в площадках Хаббла оказывалось тем меньше , чем ближе была расположена площадка к Млечному Пути . Около самого галактического экватора в полосе толщиной в 20, галактики , за отдельными исключениями , вовсе не наблюдается . Можно сказать , что плоскость Галактики является для галактики плоскостью деконцентрации , а зона у галактического экватора зоной избегания. Совершенно очевидно , что другие звёздные системы , а их миллионы , не могут распола гаться в пространстве по зонному , диктуемому определенной ориентировкой плоскости симметрии нашей Галактики (которая сама является только одной из множества звёздных систем ), принципу . Хабблу было ясно , что в данном случае наблюдается не истинное распреде л ение галактик в пространстве , а распределение искаженное некоторыми условиями видимости. В 1953 году французский астроном Вокулер , исследуя распределение по небу галактик до 12-й величины (т.е . ярких галактик ), установил , что они определённо концентрируютс я к большому кругу , который перпендикулярен к галактическому экватору . Полоса , этого круга , составляющая только 10% поверхности неба , включает приблизительно 2/3 всех ярких галактик . Число галактик на 1 кв . градус в полосе приблизительно в 10 раз больше , ч ем в областях вне полосы . Наука уже имела аналогичный опыт , когда Гершель , обнаружив концентрацию звёзд в галактической плоскости , установил существование нашей звёздной системы и определил , что она сплюснутая . Также и Вокулер пришел к выводу о существова н ии гигантской сплюснутой системы галактик и называл её сверхсистемой галактик . Значение сверхсистемы галактик для общей структуры Вселенной велико . Сверхсистема по размерам значительно превосходит скопления галактик . Число галактик , входящих в её состав , и счисляются не тысячами , как в крупных скоплениях , а многими десятками тысяч , возможно , достигает ста тысяч. Диаметр сверхсистемы можно оценить в 30 М пс . Галактика находится далеко от её центра и вообще близка к краю . Её расстояние от внешней границы сверх системы 2- 4 М пс . Центр сверхсистемы находится в скоплении галактик в Деве , а само это скопление может рассматриваться как ядро сверхсистемы. Не только оптическое излучение галактик показывает концентрацию к плоскости сверхсистемы галактик . Общее радиоизл учение , исходящее от неба также обнаруживает явную концентрацию к той же плоскости . Так как радиоизлучение неба в значительной степени вызывается галактиками , то в этом можно видеть подтверждение реальности сверхсистемы галактик. Библиография : 1. Арзуманя н “Небо . Звёзды . Вселенная” М . 87 г. 2. Воронцов Б.А . “Очерки о Вселенной” М . 76 г. 3. Зигель Ф.Ю . “Сокровища звёздного неба” М . 76 г. 4. Климишин И.А . “Астрономия наших дней” М . 80 г. 5. Агекян Т.А . “Звёзды . Галактики . Метагалактики” М . 82 г. 6. Чихевски й А.А . “Земное эхо солнечных бурь” М . 76 г. 7. П . Ходж “Галактики” М . 95 г. 8. Официальный сайт Национальной Аэрокосмической Ассоциации http :// www . nasa . gov © 1995-2002 9. Сайт “ M31 Home” http://m31.s pb.ru © 1999-2002
1Архитектура и строительство
2Астрономия, авиация, космонавтика
 
3Безопасность жизнедеятельности
4Биология
 
5Военная кафедра, гражданская оборона
 
6География, экономическая география
7Геология и геодезия
8Государственное регулирование и налоги
 
9Естествознание
 
10Журналистика
 
11Законодательство и право
12Адвокатура
13Административное право
14Арбитражное процессуальное право
15Банковское право
16Государство и право
17Гражданское право и процесс
18Жилищное право
19Законодательство зарубежных стран
20Земельное право
21Конституционное право
22Конституционное право зарубежных стран
23Международное право
24Муниципальное право
25Налоговое право
26Римское право
27Семейное право
28Таможенное право
29Трудовое право
30Уголовное право и процесс
31Финансовое право
32Хозяйственное право
33Экологическое право
34Юриспруденция
 
35Иностранные языки
36Информатика, информационные технологии
37Базы данных
38Компьютерные сети
39Программирование
40Искусство и культура
41Краеведение
42Культурология
43Музыка
44История
45Биографии
46Историческая личность
47Литература
 
48Маркетинг и реклама
49Математика
50Медицина и здоровье
51Менеджмент
52Антикризисное управление
53Делопроизводство и документооборот
54Логистика
 
55Педагогика
56Политология
57Правоохранительные органы
58Криминалистика и криминология
59Прочее
60Психология
61Юридическая психология
 
62Радиоэлектроника
63Религия
 
64Сельское хозяйство и землепользование
65Социология
66Страхование
 
67Технологии
68Материаловедение
69Машиностроение
70Металлургия
71Транспорт
72Туризм
 
73Физика
74Физкультура и спорт
75Философия
 
76Химия
 
77Экология, охрана природы
78Экономика и финансы
79Анализ хозяйственной деятельности
80Банковское дело и кредитование
81Биржевое дело
82Бухгалтерский учет и аудит
83История экономических учений
84Международные отношения
85Предпринимательство, бизнес, микроэкономика
86Финансы
87Ценные бумаги и фондовый рынок
88Экономика предприятия
89Экономико-математическое моделирование
90Экономическая теория

 Анекдоты - это почти как рефераты, только короткие и смешные Следующий
Киевские власти трудно посадить за стол переговоров – они всё время скачут…
Anekdot.ru

Узнайте стоимость курсовой, диплома, реферата на заказ.

Обратите внимание, реферат по астрономии, авиации, космонавтике "Мир Галактик", также как и все другие рефераты, курсовые, дипломные и другие работы вы можете скачать бесплатно.

Смотрите также:


Банк рефератов - РефератБанк.ру
© РефератБанк, 2002 - 2016
Рейтинг@Mail.ru