Реферат: Звездные системы и метагалактика - 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

Звездные системы и метагалактика

Банк рефератов / Астрономия, авиация, космонавтика

Рубрики  Рубрики реферат банка

закрыть
Категория: Реферат
Язык реферата: Русский
Дата добавления:   
 
Скачать
Архив Zip, 133 kb, скачать бесплатно
Заказать
Узнать стоимость написания уникального реферата

Узнайте стоимость написания уникальной работы

34 Звездные системы и метагалактика Содержание 1. Введение…………………… ………………………………….……..… 2. История открытия других звездных систем……………….……….... 3. Типы галактик……………………………………………………….… 3.1. Эллиптические галактики…...………………………………… 3.2. Спиральные галактики………………………………………… 3.3. Н еправильные галактики……………………………………… 3.4. Поч ему галактики разные . ……………………………………. 4. Размеры и расстояния галактик…………………………………….… 5. Состав и структура галактик………………………………..……..…. 6. Образование и эволюция галактик…………………..………………. 7. Радиогалактики………………………………….………….………… 8. Скопления галактик . Мет агалактика……………..………….……… 9. Квазары…………………………………………………………..……. 10. Космология . Космологические модели Вселенной………………… 10.1. Закон всеобщего разбегания галактик……………………..…. 10.2. Расширение Вселенной . Модель Вселенной………………..... 11. Заключение……………………………… ……………………….….… 12. Литература…………………………………………………………...… 3 4 5 5 6 8 9 10 15 17 22 24 27 31 31 33 34 34 1. Введение Мир , Земля , Космос , Вселенная… Тысячелетиями пытливое человечество обращало свои взгляды на окружающий мир , стремилось постигнуть его , вырваться за пределы окружающего мира. Величественная картина небесного купола , усеянного мириадами звезд , с незапамятных звезд волновала ум и воображение ученых , поэтов , каждого живущего на Земле . Что есть Земля , Луна , Солнце , звезды ? Где начало и где конец Вселенной , как долго она существует , из чего состоит и где границы ее познания ? Столетия мы были узниками Солнечной системы , считая звезды просто украшениями сферы , расположенной за планетами . Потом человек признал в этих крошечных светящихся точка х другие солнца , настолько далекие , что их свет идет до Земли многие годы . Казалось , что космос населен редкими одинокими 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 Солнце – одна из огромного числа звезд , образующих систему под названием Галактика . За границей Галактики была тьма. ХХ век принес новое откры тие : наша Галактика – это еще не вся Вселенная . За самыми далекими звездами Млечного Пути находятся другие галактики , похожие 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. Так что же такое звезды , звездные системы , галактики и метагалактики ? Звезды – это массивные горячие газовые шары подобные Солнцу . Они имеют различный блеск , различный цвет , различный спектр . Звезды движутся , излучают огромное количество энергии в пространство и поэтому , теряя эту энергию , не могут не изменяться : они должны проходить какой-то путь эволюции. Звездные системы или звездные скопления – это группы из большого числа звезд , с вязанные взаимным тяготением . Галактики это гигантские звездные системы . Звездная система , в составе которой как рядовая звезда находится наше Солнце , называется Галактикой . Метагалактикой является объединение галактик примерно такого порядка , каким дл я звезд нашей системы является Галактика . Следует предположить существование и других метагалактик. 2. История открытия других звездных систем В 1781 году французский астроном иностранный почетный член Петербургской Академии наук России Шарль Мессье ( 1730-1817), проводя наблюдения за кометами , составил первого каталога туманностей и звездных скоплений . Каталог Ш.Мессье был небольшой и насчитывал только 108 наиболее ярких туманных объектов . Из 108 объектов каталога 29 оказались рассеянными скоплениями звезд и 29 – шаровыми скоплениями . В 1888 году датский астроном Йохан Людвиг Дрейер (1852-1926) опубликовал значительно более обширный список 7840 туманных объектов , названный им Новым общим каталогом ( New General Catalogue ) туманностей и скоплений . Этим каталогам теперь обычно пользуются для обозначения туманного объекта . Например , объект , стоящий под № 5139 в каталоге Й.Дрейера (в данном случае шаровое скопление в созвездии Центавр ), обозначается NGC 5139. В 1894 и 1908 годах Й.Дрейер издал дополнения к своему каталогу , так называемые индекс-каталоги ( Index Catalogue ), насчитывающие в совокупности 5386 туманных объектов , которые обозначаются буквами IC . Природа 39 объектов каталога Ш.Мессье - объектов , имеющих спиралевидную или эллиптическую форму , долгое время оставалась неясной . Основной вопрос , являются они галактическими или внегалактическим объектами , разрешился лишь в нашем веке. В 1917 году американские астрономы Хебер Кертис (1872-1942) и Джордж Уиллис Ричи (1864-1945) обнаружили вспышки новых звез д в соседних галактиках и впервые правильно оценили расстояние до них. Х.Кертис и Дж.Ричи заметили , что в спиральном объекте NGC 224, называемой Туманностью Андромеды , появляются и через несколько дней исчезают ярки точки . Ученые правильно предположили , чт о это новые звезды , наблюдаемые в момент максимума блеска . Проведя необходимые астрономические измерения и вычисления , они установили , что расстояние до Туманности Андромеды в 15 раз больше диаметра нашей Галактики и содержит около 100 миллиардов звезд. Ок ончательно вопрос прояснился в 1924-1926 года , когда американский астроном Эдвин Пауэлл Хаббл (1889-1953) при помощи 2,5-метрового телескопа обсерватории Маунт Вилсон , применяя большие экспозиции , получил фотографии туманности в созвездии Андромеды , на ко т орых ее спиральные ветви вышли в виде множества слабых светящихся точек – звезд . Туманность , как говорят ученые , была разрешена на звезды . То же удалось сделать для спиральных ветвей еще нескольких туманностей . В 1944 году ученые обсерватории Маунт Палома р разрешили на звезды ядро туманности в созвездии Андромеды и ядро спиральной туманности NGC 598, а также несколько эллиптических туманностей . Таким образом , стало ясно , что эти объекты являются звездными системами наподобие нашей Галактики . Поэтому их стал и называть галактиками. Началась новая эпоха в астрономии . Оказалось , что миллионы туманных объектов , наблюдаемых почти во всех уголках неба , - это разнообразные , отличающиеся друг от друга формой , размерами , населенностью звездные системы . Самые слабые из них , еще наблюдаемые в современные телескопы , находятся на расстоянии сотен миллионов парсек . Таким образом , в десятки тысяч раз увеличился радиус исследуемого человеком мира. 3. Типы галактик Внешний вид галактик чрезвычайно разнообразен , и некоторые и з них очень живописны . Э . Хаббл избрал самый простой метод классификации галактик по внешнему виду , и нужно сказать , что хотя в последствии другими выдающимися исследователями были внесены разумные предположения по классификации , первоначальная система , в ы веденная Хабблом , по прежнему остается основой классификации галактик. Хаббл предложил разделить все галактики на три основных вида : 1. Эллиптические (Е - elliptical ). 2. Спиральные ( S - spiral ). 3. Неправильные ( I - irregular ). Классификация галактик по Хабблу приведена на рис .1. 3.1. Эллиптические галактики Эллиптические галактики внешне самый невыразительный тип галактик . Они имеют вид гладких эллипсов или кругов с общим падением яркости по мере удаления от центра к периферии . Падение яркости описывае тся 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 точки изображения галактики с одинаковой яркостью и по с троить 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 центром. Эллиптические галактики состоят из звезд красных и желтых гигантов , красных и желтых карликов и некоторого количества белых звезд не очень высокой светлости . В них отсутствуют бело-голубые сверхгиганты и гиганты , группировки которых можно наблюдать в виде ярких сгустков , придающих структурность системе, нет пылевой материи , которая , в тех галактиках где она имеется , создает темные полосы , оттеняющие форму звездной системы . Поэтому внешне эллиптические галактики отличаются друг от друга в основном одной чертой – большим или меньшим сжатием. Подтипы элл иптических галактик обозначаются как Е n , определяемая по формуле n =10( a - b )/ a , (1) где n - степень сжатия , а и b - соответственно большая и малая полуоси какой-либо изофоты галактики . Так им образом , эллиптическая галактика круглой формы будет отнесена к типу ЕО , а сильно сплюснутая может быть классифицирована как Е 7. Эллиптические галактики наблюдаются в форме эллипса . Но галактика - это не плоская фигура , а тело , которое если его рассмат ривать из некоторой точки , представляется эллипсом . Однако необходимо выяснить действительную форму эллиптических галактик. Можно предположить , что эллиптические галактики обращены к нам различными сторонами , и со всех сторон они наблюдаются в виде эллипс ов . Тогда из этого вытекает следующий вывод : - эллиптические галактики представляют собой сжатый эллипсоид вращения , который при его проекции на плоскость дает эллипс. В зависимости от того , с какой стороны наблюдать сжатый эллипсоид вращения , он представл яется более сжатым или менее сжатым эллипсом . Самое большое сжатие будет наблюдаться , если луч зрения перпендикулярен к оси вращения , т.е . галактика наблюдается с ребра . В этом случае сжатие эллипса характеризует форму эллипсоида и мы его назовем истинным сжатием эллиптической галактики . Чем меньше угол между лучом зрения и осью вращения эллипсоида , тем менее сжат наблюдаемый эллипс , а при совпадении луча зрения с осью вращения , т.е . при наблюдении в плане , будет виден круг. В результате проведения исследов аний эллиптических галактик было выяснено , что среди эллиптических галактик , входящих в состав скоплений галактик , преобладают галактики с показателями истинного сжатия 4, 5, 6, 7 и почти нет слабо сжатых и сферических галактик . А среди эллиптических гала к тик вне скоплений , наоборот , подавляющее большинство – галактики с очень слабым сжатием или сферические с показателем истинного сжатия равным 1 и 0. 3.2. Спиральные галактики Спиральные галактики это может быть самые живописные объекты во Вселенной и , в отличие от эллиптических галактик , являют собой пример динамичности формы . Их красивые ветви , выходящие из центрального ядра и как бы теряющие очертания за пределами галактики , указывают на мощное , стремительное движение . Идеальные спиральные галактики и меют две спиральные ветви (рукава ), исходящие либо прямо из ядра , либо из двух концов бара (перемычки ), в центре которого расположено ядро . Этот признак позволил разделить спиральные 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 по следующим трем критериям : 1) относительной величине ядра по сравнению с размер ами всей галактики ( Sa , SBa ); 2) по тому , насколько сильно или слабо закручены спиральные ветви ( Sb , SBb ); 3) фрагментарности спиральных ветвей ( Sc , SBc ). Рис . 1. Классификация галактик по Хабблу Спиральн ые галактики типа Sa - галактики , у которых ветви развиты слабо , в некоторых случаях только намечаются . Ядра у этих галактик всегда большие , обычно составляют около половины наблюдаемого размера самой галактики . Как правило , у галактик типа Sa две спиральн ые ветви , берущие начало в противоположных точках ядра , развивающиеся сходным , симметричным образом и теряющиеся в противоположных областях периферии галактики. Спиральные галактики типа Sb – галактики , имеющие относительно небольшие ядерные области , и с заметно развитыми спиральными ветвями . Ярким примером галактик этого типа является галактики известная как Туманность Андромеды ( NGC 224). Галактики типа Sc характеризуются сильно фрагментированными обрывочными спиральными ветвями. У пересеченных спиральных галактик (или спиральных галактик с перемычкой ) ядро находится в середине прямой перемычки , и спиральные ветви начинаются лишь у концов этой перемычки . Эти галактики также делятся на описанные выше типы и обозначаются соответственно Sba , SBb и SBc . Прису тствие буквы " B " в обозначении галактики указывает на наличие у нее перемычки (от английского слова bar – перемычка ). Ядро спиральных галактик представляет собой яркую область , обладающую многими признаками эллиптической галактики . Закон падения яркости, открытый Хабблом для эллиптических галактик , оказался справедливым и для центральных ядерных областей спиральных галактик , и поэтому эти области иногда называют "эллиптическим компонентом ". У всех спиральных галактик , наблюдаемых с ребра , видна темная пол оса , как бы разделяющая галактику на две части . Эти темные полосы показывают на наличие у спиральных галактик темной пылевой материи , сосредоточенной около плоскости симметрии галактик. Если вычислить по формуле (1) коэффициент сжатия у наблюдаемых с ребра спиральных галактик , то он всегда больше сети . Для спиральных галактик типа Sa получается величина близкая к 8, для галактик типа Sb – от 8,5 до 9, для Sc – больше 9. Спиральные галактики , наблюдаемые с ребра , имеют вид сильно сжатого эллипса с утолщением – ядром в центре и полосой темной материи , тянущейся вдоль ребра . Однако в некоторых областях пространство встречаются галактики сильно сжатые и имеющие ядро , как спиральные галактики , но лишенные спиральной структуры и поэтому при наблюдении в плане пох о жие на эллиптические галактики и не имеющие темной полосы вдоль ребра . Эти галактики получили обозначение S 0 и называются чечевицеобразными. 3.3. Неправильные галактики Рассмотренные выше типы галактик характеризовались симметричностью формы и определенн ым характером рисунка . Но встречается большое число галактик неправильной формы , без какой-либо общей закономерности структурного строения . Это так называемые неправильные галактики , обозначаемые Irr . Неправильная форма у галактики может быть вследствие то го , что она не успела принять правильной формы из-за малой плотности в ней материи или из-за молодого возраста , а также возможно искажение формы галактики вызвано вследствие ее взаимодействия с другой галактикой. Астрономы предполагают , что во Вселенной вс тречаются оба описанных случая и в связи с этим разделяют неправильные галактики на два типа : тип Irr I и тип Irr II . Тип Irr I характеризуется сравнительно высокой поверхностной яркостью и сложностью неправильной структуры . Французский астроном Вокул ер в некоторых галактиках этого типа , например в Магелановых Облаках , обнаружил признаки разрушенной спиральной структуры . Кроме того , Вокулер заметил , что галактики типа Irr I часто встречаются парами . Поэтому ученый пришел к выводу , что эти галактики в п рошлом были правильными , некоторые , в частности , спиральными . Однако в результате взаимодействия с другой , находящейся или находившейся близко галактикой , форма галактики исказилась , а если имелась спиральная структура , то она в значительной степени разру ш илась. Неправильные галактики типа Irr II отличаются очень низкой поверхностной яркостью . Эта черта выделяет их среди галактик всех других типов . Низкая поверхностная яркость галактики при обычных линейных размерах означает , что в ней очень мала плотность материи. 3.4. Почему галактики разные Как только галактики были открыты , астрономы пытались установить , под действием каких процессов галактики принимают ту или иную форму . В некоторых из ранних теорий предполагалось , что разные типы галактик представля ют собой эволюционную последовательность . Согласно одной 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 н еправильную галактику . Другие астрономы предполагали 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 связан с ее возрастом . Обе гипотезы были опровергнуты . Оказалось , что галактики всех типов имеют примерно одинаковый возраст . Почти в каждой галактике присутствует хотя бы несколько звезд с возрастом в несколь к о миллиардов лет . Отсюда следует , что ни эллиптические , ни неправильные галактики не могут быть старше остальных. Однако эллиптические галактики состоят почти исключительно из старых звезд , в то время как галактики других хаббловских типов содержат относит ельно больше молодых звезд . 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 с тадии 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 , галактик и типа Sc очень активны , а наиболее бурно звездообразование протекает в галактиках типа Irr I . Эти результаты навели исследователей на мысль о том , что последовательность хаббловских типов упорядочивает галактики по степени сохранения ими газа и пыли : непра вильные 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. 4. Размер ы и расстояния галактик Космос населяют миллиарды галактик и им совсем не тесно . Вселенная достаточно огромна , чтобы галактики могли удобно в ней разместиться , и при этом еще остается много свободного пространства . Когда речь идет о галактиках , то обычно используют две единицы длины - световой год и парсек . Световой год равен расстоянию , которое свет проходит за год (около 10 миллионов миллионов километров ). Парсек - это необычная единица длины , определяемая через видимое перемещение (параллакс ) объекта н а фоне неба , вызванное движением Земли по орбите вокруг Солнца . В одном парсеке 3,26 световых года , 1000 парсеков (пс ) составляют 1 килопарсек (кпс ), а 1000000 парсеков - 1 мегапарсек (Мпс ). Типичное расстояние между яркими галактиками составляет около 5- 10 миллионов световых лет ; оставшийся объем занимают карликовые галактики . Галактики довольно редко разбросаны во Вселенной и состоят , в основном , из пустого пространства . Даже если учесть разреженный газ , заполняющий пространство между звездами , то все р а вно средняя плотность вещества оказывается чрезвычайно малой . Мир галактик огромен и почти пуст. Среди галактик , как и среди звезд , можно встретить галактики-карлики , галактики средней светимости , галактики-гиганты и галактики-сверхгиганты . Наша Галактика , а также Туманность Андромеды ( NGC 224), которую можно наблюдать на небе невооруженным глазом , относятся к сверхгигантским галактикам . Такие выдающиеся по светимости , размерам и числу звезд галактики попадаются не более одной на тысячу галактик. В таблице 1 приведены данные о десяти ярчайших галактиках неба. В списке ярчайших галактик фигурируют сверхгигантские галактики NGC 4594 и NGC 253, их светимость даже больше светимости Туманности Андромеды . Но это уже сравнительно удаленные звездные системы. Еще более выдающимися сверхгигантами , чемпионами по светимости , являются две галактики , NGC 4874 и NGC 4889, находящиеся в центре скопления галактик в созвездии Волос Вероники . Их абсолютная звездная величина равна -22 m . Следовательно , каждая из них св етит как сеть галактик , подобных нашей . Сверхгигантскими принято считать такие галактики , абсолютные звездные величины (М ) которых меньше чем -19 m ,0, а к числу гигантских относят галактики с – 19 m ,0< M < – 17 m ,0. Все ярчайшие галактики , кроме Малого Магеланова Облака , относятся к сверхгигантским или гиганстким галактикам . Галактики средних светимостей и галактики-калики в числе ярчайших , несмотря на их близость , не попадают . Галактики средних светимостей имеют – 17 m ,0< M < – 15 m ,0, а у карликов абсолютная звездная в еличина больше – 15 m ,0. Очень многочисленны карликовые галактики с М = – 14 m ,0 и – 13 m ,0. Таблица 1 Десять ярчайших галактик Название или № по NGC Видимая звездная величина Тип Расстояние (кпс ) Абсолютная звездная величина Угловые размеры в минутах дуг и Большое Магеланово Облако 1 m ,2 Irr II 46 – 17 m ,4 780 Малое Магелоново Облако 2 m ,8 Irr II 46 – 16 m ,0 180 Туманность Андромеды 4 m ,3 Sb 460 – 19 m ,8 197x92 598 6 m ,0 Sc 480 – 17 m ,6 83x53 253 7 m ,6 Sc 4200 – 21 m ,4 30x5 55 7 m ,8 Sc 1900 – 19 m ,1 24x6 5236 8 m ,0 Sc 1800 – 19 m ,1 10x8 3031 8 m ,1 Sb 1540 – 18 m ,7 16x10 4594 8 m ,6 Sb 5000 – 20 m ,7 7x1,5 5457 8 m ,6 Sb 1800 – 18 m ,5 22 x 22 В 20-х годах нашего столетия Э.Хаббл приступил к разработке программы построения шкалы расстояний , простирающейся до края наблюдаемой Всел енной (рис . 2). Первой задачей Хаббла было определение расстояний до членов Местной группы галактик , в которую входят наша Галактика и ее ближайшие соседи . Особое внимание он уделил галактикам М 31, М 33 и NGC 6822, где им были открыты цефеиды (звезды с пе ременной яркостью ). Результаты Хаббла для этих трех галактик образовали базу и первую ступень трехступенчатой хаббловской шкалы расстояний во Вселенной . Расстояния до галактик Местной группы до сих пор остаются фундаментом большинства шкал расстояний. Дале е план Хаббла состоял в использовании близких галактик и их расстояний для калибровки светимостей более ярких объектов с тем , чтобы измерять расстояния до более далеких областей пространства . Испробовав объекты разных типов , включая красные гиганты , звезд н ые скопления и др . Хаббл обнаружил , что максимальные светимости ярчайших звезд во всех галактиках довольно одинаковы и мало меняются при переходе от одной галактики к другой . Следовательно , видимый блеск самых ярких звезд галактики зависит от расстояния до галактики от наблюдателя . Большая коллекция фотографий многочисленных гала ктик с разрешаемыми ярчайшими звездами дала Хабблу в руки доказательства обоснованности его подхода . Хаббл собрал оценки блеска ярчайших звезд в большом списке галактик и в качестве второго шага прокалибровал расстояний до них , сравнивая эти значения блес к а со светимостями самых ярких звезд в галактиках Местной группы , расстояния до которых были известны . Далее на третьем шаге он применил эти значения светимостей к еще более далеким галактикам за пределом , где разрешаются отдельные звезды. В этот же период Э.Хаббл , В.Слайфер , М.Хьюмасон и другие астрономы занимались фотографированием спектров галактик и обнаружили , что некоторые из галактик , согласно результатам измерений доплеровского смещения спектральных линий , движутся с поразительными скоростями . Эффек т Доплера представляет собой изменение длины волны наблюдаемого света от объекта , который приближается к наблюдателю или удаляется от него . Если объект приближается , то возникает фиолетовое смещение , а если удаляется , то красное . Э.Хаббл показал , что скоро с ть относительного движения галактик прямо пропорциональна расстоянию между ними (рис . 3). Почти у всех галактик наблюдались красные смещения , что говорило о том , что они от нас удаляются . И только галактики Местной группы имели фиолетовое смещение . Наприм е р , средняя скорость удаления от галактик скопления в созвездии Девы составляет 1000 км /с . В настоящее время астрономы обнаружили объекты , удаляющиеся со скоростями , равными 80 и более процентов скорости света . Связь между скоростями галактик и расстояния м и до них известна под названием закона Хаблла V r = HD , (2) где - V r - лучевая скорость удаления галактики ; Н - постоянная Хаббла ; D – расстояние до галактики. рис . 3. Зависимость Хаббла между скоростью удаления галактик и расстоянием до них Сейчас исследователи постоянную Хаббла обычно обозначают как Н 0 - индекс говорит о том , что речь идет о современном значении , так как в прошлом величина постоян ной могла быть иной. Значительное событие на пути к надежной шкале расстояний во Вселенной произошло в 1958 г ., когда американский астроном Алан Сэндидж продемонстрировал некоторые результаты по этой проблеме , полученные с помощью 200-дюймового телескопа , установленного на горе Паломар . Переработав исходную хаббловскую выборку галактик при помощи большого телескопа и новых методов , А.Сэндидж нашел в предыдущих работах несколько грубых ошибок , особенно в определении самых ярких звезд в галактиках . Результат ы , полученные Сэндиджем , привели к шкале расстояний в семь раз превосходящей хаббловскую шкалу 1936 года . Сэндидж , например , установил , что скопление в созвездии Девы удалено на 50 млн . световых лет , а не на 7 млн . световых лет , которые оценил Хаббл . Вся В с еленная оказалась намного обширнее , чем считалось ранее. Важным элементом последнего шага на пути к шкале расстояний во Вселенной является классификация галактик по светимостям , разработанной в 1960 г . Сидней Ван ден Бергом . Критерии светимости Ван ден Бер га как бы расслаивают галактики в перпендикулярной плоскости по отношению к классификации Хаббла . Спиральная галактика определенного хаббловского типа , например Sc, может быть отнесена к любому из классов Ван ден Берга - от I до IV. При этом чем меньше ном ер класса , тем больше светимость соответствующей галактики . Калибровка по галактикам с известной светимостью показала , что объекты I класса имеют примерно в 5 раз большую светимость , чем объекты IV класса того же хаббловского типа . Хотя классификация Ван д ен Берга носит качественный характер , многие астрономы , основываясь на результатах тестовых исследований , говорят о возможности ее применения для получения количественных оценок светимостей , свободных от систематических погрешностей. Сэндидж использовал эт у классификацию , прокалибровав ее на материале близких групп , и определил расстояния до 60 далеких галактики высокой светимости со скоростями в интервале от 3000 до 15500 км /с . Сравнение расстояний со скоростями дало ученым ответ : постоянная Хаббла еще ме н ьше (а , следовательно , размеры Вселенной еще больше ), чем считалось до этого . Если Хаббл получил для Н 0 значение равное 160 км /(с * миллион световых лет ), а Сэндидж в 1958 г . – 23 км /(с * миллион световых лет ), то теперь Сэндидж говорил о величине в 15 км /(с * м иллион световых лет ) с погрешность , оцениваемой в 10%. Необходимо отметить , что существует и другой подход по решению задачи построения шкалы расстояний галактик . Французский астроном Жерар де Вокулер отверг принципы и в значительной степени изменив метод ики Хаббла и Сэндиджа и получил существенно отличные результаты . Де Вокулер при определении постоянной Хаббла использовал 13 индикаторов расстояния в отличие от Сэндиджа , который использовал пять . Результатом на больших расстояниях явилась почти в точност и в два раза более короткая , чем у Сэндиджа , шкала расстояний . Это значит , что размер Вселенной де Вокулера составляет всего половину размера Вселенной Сэндиджа , а его постоянная Хаббла в два раза больше , чем у Сэндиджа. 5. Состав и структура галактик В состав галактик , кроме основной составляющей – звезд , входят также межзвездный газ и межзвездная пыль. Ранее ученые полагали , что пространство , в котором находятся звезды , есть абсолютная пустота . Лишь отдельные астрономы время от времени поднимали вопрос о возможном поглощении света в межзвездной среде . И только в самом начале XX столетия немецкий астроном Гартман убедительно доказал , что пространство между звездами представляет собой отнюдь не мифическую пустоту . Оно заполнено газом , правда , с очень мало й , но вполне определенной плотностью . Это выдающиеся открытие , так же как и многие другие , было сделано с помощью спектрального анализа. Почти половину столетия межзвездный газ исследовался главным образом путем анализа образующихся в нем линий поглощения . Выяснилось , например , что довольно часто эти линии имеют сложную структуру , то есть состоят из нескольких близко расположенных друг к другу компонент . Каждая такая компонента возникает при поглощении света звезды в каком-нибудь определенном облаке межзвез д ной среды , причем облака движутся друг относительно друга со скоростью , близкой к 10 км /сек . Химический состав межзвездного газа в первом приближении оказался довольно близким к химическому составу звезд . Преобладающими элементами являются водород и гелий , между тем как остальные элементы мы можем рассматривать как "примеси ". Межзвездный газ в галактиках обычно составляет несколько процентов от полной массы звезд . Больше всего газа встречается в неправильных галактиках (иногда до 50%) и меньше всего в элли птических галактиках. Межзвездная пыль лучше всего заметна в галактиках , диск которых виден нам с "ребра ". Как уже отмечалось в главе 3, межзвездная пыль , находящаяся в плоскости диска , поглощает свет звезд , и галактика из-за этого кажется пересеченной тем ной полосой . Межзвездной пыль - это твердые микроскопические частицы вещества размером меньше микрона . Эти пылинки имеют сложный химический состав . Установлено , что пылинки имеют довольно вытянутую форму и в какой-то степени "ориентируются ", то есть напра в ления их вытянутости имеют тенденцию "выстраиваться " в данном облаке более или менее параллельно . По этой причине проходящий через тонкую среду звездный свет становится частично поляризованным. Если по своему составу галактики сходны , то структура наблюдае мых галактик различна. 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 лег че измерить и подыскать под них теоретические модели , чем сделать это для более сложных родственников этих объектов. Рассмотрим , например , строение типичной эллиптической галактики NGC 1399 . В ее центре находится яркое ядро , окруженное размыты м 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 пр е дставляют 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 предположением о т ом , 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 . В отличие от эллиптических галактик для с пиральных 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 . Диск спиральной галактики довольно плоский . Видимые с ребра галактики говорят о том , что толщина типичного диска составляет около 1/10 его диаметра. С помощью методов моделирования на ЭВМ было доказано , что спиральные галактики представляют собой быстро вращающиеся звездные системы . Причиной образования балдж , кото рые обладают большинством структурных свойств эллиптических галактик , является то , что звезды начинают образовываться сначала в центральных областях галактик , где плотность самая высокая . Спиральная структура спиральных галактик возникает из-за того , что внутренняя часть галактики вращается со скоростью , отличной от скорости внешней части и рукава постепенно закручиваются в спиральный узор . Для галактик с возрастом , характерным для окружающих нас галактик , число оборотов узора должно быть очень большим - п римерно равным возрасту , деленному на средний период вращения - около 100. Однако у реальных спиральных галактик - по крайней мере у тех , что имеют четкие непрерывные спиральные ветви , наблюдаемая закрутка спирального узора составляет лишь на один-два обо р ота . Встает вопрос : как это объяснить ? Проблема до настоящего времени не разрешена . Ученые отдают предпочтение магнитной , волновой и взрывной гипотезам , учитывающим астрофизическую сторону проблемы. У многих спиральных галактик есть еще одна замечательная структурная особенность - концентрация звезд в форме бруска (бара ), пересекающая ядро и простирающаяся симметричным образом в обе стороны . Данные измерений скоростей в них показывают , что бары вращаются вокруг ядра как твердые тела , хотя , разумеется , они н а самом деле состоят из отдельных звезд и газа . Бары , встречающиеся в галактиках типа S0 или Sa, более ровные и состоят исключительно из звезд , в то время как бары в галактиках типов Sb, Sc и Irr часто содержат много газа и пыли . Все еще идут споры о движ е ниях 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 , изучающих динамику галактик . Численные модели показывают , что неустойчивости в диске вращающейся галактики могут проявляться в форме бара , напоминающего наблюдаемые. 6. Образование и эволюция галактик Одна из задач современной астрономии - понять , как образовались галактики и как они эволюционируют . Во времена Э.Х аббла и Х.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 первонача л ьного возникновения галактик. Большинство принятых в настоящее время космологических моделей предполагает общее расширение , начиная с нулевого момента времени , который называют “ большим взрывом ” или английским термином Big Bang (сразу же после которого Все ленная имеет исключительно высокие плотность и температуру ). Физические процессы , описывающие первичный взрыв в этих моделях , могут быть довольно надежно прослежены до момента , когда плотность и температура становятся достаточно низкими , чтобы стало возмо ж ным образование галактик . Примерно 1 миллион лет потребовался для того , чтобы Вселенная расширилась и остыла настолько , что вещество стало играть в ней важную роль . До этого преобладало излучение , и сгустки вещества , такие как звезды или галактики , не мог л и образовываться . Однако , когда температура стала равной примерно 3000 К , а плотность - около 10 -21 г /см 3 вещество , наконец , смогло формироваться . Большинство попыток найти способы конденсации вещества Вселенной в галактики основаны на гипотезе , впервые п одробно 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 Вселенной , где гравитационн а я неустойчивость возникает , когда сгусток более плотного вещества (называемый возмущением ) становится достаточно малым и плотным . Характерный размер возмущений плотности , которые являются только слегка неустойчивыми , называется джинсовской длиной и , как б ы ло 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 гравитационного поля (рис . 4 ). 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 ) должны были стать неустойчивы ми 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. Рис . 4. Джинсовская ма сса 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 антив ещества , тепловые неустойчивости , флуктуации , связанные с ионизацией и ее зависимостью от температуры и вариации распределения заряда. Наиболее вероятная гипотеза утверждает , что вначале количество вещества немного превосходило количество антивещества . Тог да 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 , кот орый 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 , небо л ьшое возмущение плотности может становиться все более неустойчивым (рис .5). Рис . 5. Флуктуации температуры Согласно еще одной гипотезе , предложенной Георгием Гамовым , гравитационные силы могут усиливаться "симулированной гравитацией ", создаваемой в ранней истории Вселенной интенсивным полем излучения . Частицы в такой Вселе нной , как правило , испытывают действие силы , направленной от каждой частицы к другой частице . Эта сила , с которой частицы подвергаются действию друг друга подобно силе тяготения . Эффект взаимного притяжения двух частиц имеет значение лишь на протяжении пр и мерно первых 100 лет существования Вселенной , после чего интенсивность излучения и степень близости частиц уменьшается. После достижения индивидуальными протогалактиками гравитационной выделенности через какую-либо форму неустойчивости , они коллапсируют с образованием галактик значительно меньших размеров и с большими плотностями , оставляя промежуточное пространство почти пустым . Реальный процесс сжатия можно исследовать лишь при помощи теоретического моделирования . Для этого выбираются правдоподобные нача л ьные условия и производят необходимые 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 галактики , ее угловой мо м ент , размеры , температуру , химические характеристики , магнитное поле и внутренние турбулентные движения. Рассмотрим простейшее начальное состояние , в котором свойства протогалактики таковы , что она является холодной , полностью однородной по плотности , сове ршенно 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 приводит 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 , время такой объект перейдя через предел Шварцшильда исчез нет (рис . 6). Невращающееся сжимаясь, превращается протогалактическое в черную облако, дыру рис . 6. Судьба невращающейся протогалактики Более разумный набор начальных усл овий 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 сол нечных масс , то указанная плотность дает для сферического облака начальный радиус около 200 кпк . Для того чтобы сжатие было возможным , кинетическая , магнитная и гравитационная энергии должны быть соответствующим образом сбалансированы . Другие начальные ус л овия , 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 од нородным в ходе сжатия , то гравитационная энергия возрастает обратно пропорционально уменьшающемуся радиусу . В некоторый момент радиус становится достаточно малым , чтобы энергия вращения уравновесила гравитационную энергию - это определяет вращательный пре дел . При другом критическом размере из газа конденсируются звезды , и начинается быстрый переход от газового облака к галактике , состоящей из звезд . Это конденсационный предел . Окончательная судьба сжимающегося облака зависит от соотношения этих трех критич еских радиусов . В зависимости от того , какой из них наибольший , появляются три интересные возможности. Если наибольший радиус соответствует вращательному пределу , то сжатие останавливается вращением (рис . 7). Однако центробежные силы ограничены плоскостью вращения , так что сжатие в направлении , перпендикулярном этой плоскости , продолжается до образования тонкого диска . Этот диск выделяется формой и наличием вращения - это спиральная галактика. рис .7. Быстрое вращение приводит к образованию плоской структуры В случае если наибольшим является конденсационный , предел , звездообразование начинается до того , как эффекты вращения становятся важным фактором торможения сжатия . По мере роста плотно сти темп звездообразования увеличивается , и большая часть газа проходит через этот процесс . В этом диск не образуется. Орбиты звезд будут таковы , что галактика станет почти сферической - 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 галактикой (рис .8). рис . 8. Медленное вращение приводит к образованию эллиптической галактики В третьем случае , когда ни вращательный , ни конденсационный предел не являются достаточно большими , чтобы остановить сжатие , облако все уменьшается и уменьшается , пока не об разуется сверхмассивный звездообразный объект . Возможно , это будет черная дыра - невидимая и почти не обнаруживаемая. После обретения галактикой формы следующие стадии эволюции являются медленными и гораздо менее эффектными . Звезды образуются , умирают и вы брасывают богатое тяжелыми элементами вещество , образующее новые звезды , 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 . Человеческая жизнь , по меньшей мере , в миллион раз короче , чем надо для этого . Но мы можем наблюдать эволюционные эффекты , глядя назад на все более ранние стадии эволюции нашей Вселенной , к огда галактики оказываются более молодыми . Самые далекие наблюдаемые нами нормальные галактики мы наблюдаем более молодыми , чем наших соседей . Свету от галактики на расстоянии 10 миллиардов световых лет , например , потребовалось 10 миллиардов лет , чтобы до с тичь нас , и , таким образом , мы наблюдаем и измеряем изображение галактики , 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 г алактики составляет всего одну треть возраста галактик вблизи нас , свет от которых доходит до нас быстрее . Разумеется , это соображение опирается на веру в одновременное сжатие и образование всех галактик вскоре после Большого Взрыва . В значительной степен и молодые галактики были более яркими и голубыми. 7. Радиогалактики Особый интерес представляют галактики с резко повышенной светимостью в радиоизлучении . Их принято называть радиогалактиками. Наиболее выдающаяся радиогалактика - Лебедь А . Это мощнейши й дискретный источник радиоизлучения . В том месте неба , где он находится , никаких оптически ярких объектов нет . Лебедь А – это двойная галактика с чрезвычайно тесно расположенными друг к другу компонентами . Эта галактика ввиду ее слабости в каталог NGC , к онечно , не попала . Ее называют Лебедь А , потому что в созвездии Лебедя она является самым интенсивным источником радиоизлучения. Расстояние до радиогалактики Лебедь А составляет 200 Мпс . Лебедь А - сверхгигантская галактика , превосходящая по светимости да же нашу галактику . Она излучает в оптическом диапазоне частот 2*10 37 Дж /с , а в радиодиапазоне 3*10 37 Дж /с . Это единственный случай для галактик , когда сравнение энергии показало преобладание энергии радиоволн над энергией оптического излучения . Галактика Лебедь А не единственный объект такого рода во Вселенной . Другие такие объекты находятся на еще больших расстояниях . Поток проходящего от них радиоизлучения ввиду большего расстояния слабее , чем от источника Лебедь А , но все-таки радиотелескопы могут их о бнаруживать . Есть все основания думать , что среди большого числа дискретных источников радиоизлучения , не поддающихся до сих пор отождествлению с оптическими объектами , часть является чрезвычайно далекими галактиками , подобному объекту Лебедь А . Современн ые радиотелескопы способны обнаруживать дискретные источники радиоизлучения , поток энергии которых в 8000 раз слабее , чем у галактики Лебедь А , и находящиеся на расстоянии в 90 раз большем , чем Лебедь А . Отношение расстояний на самом деле не столь велико, так как интенсивность излучения ослабляется также значительным на столь больших расстояниях красным смещением спектров источников радиоизлучения . Расстояния этих слабых источников радиоизлучения (если они имеют такую же природу , как источник Лебедь А ) мо ж но оценить в 4000 Мпс . Радиоизлучение от этих возможных объектов должно путешествовать к нам около 12 млрд . лет ! Американские астрономы Бааде и Минковский выдвинули гипотезу природы излучения радиогалактик . Они предположили , что Лебедь А - это встретившие ся и проникающие друг в друга спиральные галактики . При столкновении спиралей на большой скорости встречаются диффузные массы . Происходит их разогрев и начинается свечение , в котором ввиду не очень высокой температуры значительную долю занимает радиоизлуч е ние . Эта точка зрения может получить развитие , если предполагать , что при встрече диффузных масс значительная доля их кинетической энергии столкновения переходит в энергию относительно небольшого числа так называемых релятивистских частиц , т.е . частиц , дв и жущихся с огромными скоростями . Релятивистские частицы , проходя через магнитные поля , замедляют свое движение , их кинетическая энергия уменьшается и при этом излучается энергия преимущественно в виде радиоволн , но также и в оптическом диапазоне . Возникшее таким образом излучение принято называть синхронным , потому что оно было обнаружено в ускорителе элементарных частиц - синхротроне. Несколько ярких галактик , входящих в каталог NGC , также отнесены к разряду радиогалактик потому , что их радиоизлучение анома льно сильное , хотя оно значительно уступает по энергии световому излучению . Из этих галактик NGC 1275, NGC 5128, NGC 4782 и NGC 6166 также являются двойными . Бааде и Минковский считали , что эти факты подтверждают их гипотезу случайного образования радиогал актик при столкновениях звездных систем , содержащих в себе диффузную материю. Существует и другая точка зрения на природу радиоизлучения радиогалактик . Так В.А.Амбарцумян считает , что радиогалактики являются результатом процесса разделения первоначального тела на два тела - две удаляющиеся друг от друга галактики . Стадия деления - переход материи из более плотного состояния в менее плотное – вызывается взрывными процессами , которые сопровождаются интенсивным радиоизлучением. Радиогалактика , следовательно , е сть стадия , через которую проходит каждая галактика в самый ранний период своего развития . В гипотезе деления естественно объясняется тесное и взаимно центральное расположение компонентов двойных радиогалактик . Однако не вполне раскрытым остается механизм образования радиоизлучения . Но нужно иметь в виду , что мы не знаем аналогов такого грандиозного процесса , как возможный процесс разделения галактик в результате взрыва , и потому неудивительно , что сам механизм взрыва и сопровождающие его процессы пока ост а ются неясными . Однако можно предполагать , что при взрыве радиогалактики образуется большое количество частиц , летящих с огромными скоростями в магнитных полях и порождающих синхронное излучение . Это излучение , по-видимому , составляет главную часть оптичес к ого излучения и полностью определяет радиоизлучение радиогалактики . Характерно , что районы радиоизлучений обычно простираются далеко за пределы оптически наблюдаемой области радиогалактики . Однако не все радиогалактики являются двойными системами . NGC 262 3 и NGC 4486 – одиночные объекты . Особенно интересна сверхгигантская радиогалактика NGC 4486. Она обладает самой большой из известных масс галактик и окружена самой богатой системой шаровых скоплений . Но у этой галактики имеется еще одна замечательная осо бенность . Фотография ее центральной части , выполненная на 5-метровом телескопе при значительном увеличении и сравнительно небольшой экспозиции , показывает , что NGC 4486 имеет маленькое ядро , из которого выброшена прямая тонкая струя светящейся материи . У э того светящегося выброса , имеющего длину 22" или в линейной мере около 1000 пс , спектр излучения такой , какой должен создаваться релятивистскими частицами , движущимися в магнитных полях . Это подтверждает наличие быстрых движений и то предположение , что на б людаемая полоса есть выброс , который может быть произведен только из ядра галактики . Таким образом , мы встречаемся с явлением активности ядер галактики , причем активность носит характер взрывного процесса . Поскольку NGC 4486 и NGC 2623 – это одиночные объ екты , объяснить их радиоизлучение при помощи гипотезы столкновения нельзя . Это серьезный аргумент против гипотезы Бааде – Минковского и в пользу гипотезы В.А.Амбарцумяна , которая рассматривает явление мощного радиоизлучения в некоторых галактиках как рез у льтат взрывных процессов космического масштаба. Среди радиогалактик большая часть является эллиптическими галактиками . Это сверхгиганты с необыкновенно сильным радиоизлучением . Интересно , что среди нормальных галактик самым слабым , трудно обнаруживаемым ра диоизлучением обладают именно эллиптические галактики . Почему эллиптические галактики являются носителями самого сильного и самого слабого радиоизлучения в мире галактик , сказать пока трудно. Так как радиогалактика в радиодиапазоне излучает в тысячи раз бо льше , чем нормальная галактика , то можно предположить , что радиоизлучение , исходящее от скопления галактик , определяется скорее всего , одной оказавшейся в скоплении радиогалактикой , чем совокупным действием всех остальных галактик скопления . Радиогалактик и встречаются очень редко , их не может быть много в одном скоплении. В нескольких скоплениях галактик удалось отождествить ту галактику , которая создает все или почти все радиоизлучение скопления , - является радиогалактикой . Каждый раз это оказывается эллип тическая галактика , имеющая слабое сжатие , почти круглая и расположенная у самого центра скопления . Каждый раз это сверхгигант – первая по светимости и по размерам галактика скопления . 8. Скопления галактик . Метагалактика. Галактики , как и звезды , им еют склонность образовывать группы и скопления различной численности . Это свойство у них к тому же выражено намного сильнее , чем у звезд . У звезд лишь сравнительно малая доля входит в состав рассеянных скоплений , или звездных ассоциаций , а подавляющая мас с а является просто звездами общего поля Галактики . У галактик картина противоположная . Большинство из них является членами групп или скоплений галактик , и только незначительная часть располагается вне групп и скоплений в общем поле Метагалактики . Из числа я рких галактик более 90% входит или в состав групп галактик , содержащих лишь несколько членов , как , например , Местная группа (в ее состав входит наша Галактика , Туманность Андромеды , Магеллановы Облака и другие близкие к нам галактики ) или в состав скоплен и й галактик , содержащих от нескольких сотен до нескольких тысяч членов . Именно по количеству галактик группы отличаются от скоплений : скопления намного богаче. Скопления галактик разделяются на два типа – регулярные и иррегулярные. Регулярные скопления имею т сферическую форму . Галактики в них обнаруживают сильную концентрацию к одной точке – центру скопления . Плотность сосредоточения галактик в правильных скоплениях высокая , особенно в центральных областях . В этих скоплениях много эллиптических галактик и га лактик типа S0 и в них почти нет спиральных и неправильных галактик . В центре подобного скопления обычно находится одна или несколько гигантских эллиптических галактик с активными ядрами . Такие галактики обладают мощным радиоизлучением , поэтому многие ре г улярные скопления являются сильными радиоисточниками . В недрах центральной галактики находится мощный источник энергии . Он может выделять ее столько , сколько излучает вся галактика вместе взятая . Но , при этом сам источник имеет размеры и массу в тысячи ра з меньше , чем галактика. Таковы общие черты правильных скоплений . Но велики и несходства . Они проявляются главным образом в различной общей численности и средней плотности скоплений . Таблица 2. Основные характеристики трех правильных скоплений галактик. Характеристика Скопление в Волосах Вероники Скопление в Раке Скопление в Пегасе Расстояние в мегапарсеках …. Диаметр в мегапарсеках …. Число галактик до видимой звездной величины 19,0 … Средняя плотность в галактиках на 1куб . мегапарсек … 85 17 11000 4 55 6 300 3 45 1,5 370 250 Как видно из данных таблицы 2 скопление галактик в созвездии Волосы Вероники выделяется богатством членов , а скопление в созвездии Пегас очень высокой средней плотностью . В центральной части скоплени я в Пегасе плотность доходит до 2000 галактик на 1 куб . мегапарсек ; здесь галактики почти касаются друг друга и плотность их сосредоточения в 40000 раз выше , чем средняя плотность в Метагалактике . В регулярных скоплениях существуют центральные галактики , содержащие до 10% массы всего скопления . Они могли набрать такую большую массу в результате "поедания " мелких галактик . Такое явление получило название галактического каннибализма . Это происходит при сближении небольшой галактики с гораздо более крупной . Е сли скорость сближения не слишком велика , то более массивная галактика может просто проглотить вторую , включив ее звезды в состав более крупной системы. Иррегулярные скопления галактик намного менее плотны , чем регулярные , у них нет ясной формы , а концентр ация галактик в некоторой точке хотя и наблюдается , но выражена слабо . Эти скопления часто весьма обширны по размерам и содержат мало гигантских эллиптических галактик . Здесь доминируют спиральные галактики и неправильные галактики типа Irr I . Ярким пример ом иррегулярного скопления галактик является ближайшее к нам скопление галактик в созвездии Девы . Расстояние до него около 12 Мпс , а линейные размеры составляют почти 8 Мпс . Поэтому площадь , которую занимает это скопление на небе , весьма значительна : 40х 40 0 . Несмотря на неясность очертаний и неправильную форму скопления в Деве , галактики в нем обнаруживают концентрацию к центру . Сильнее это проявляется у эллиптических галактик , слабее у спиральных . Эту особенность следует рассматривать как подтверждение тяг отения эллиптических галактик к скучиванию . Они чаще , чем спиральные , входят в скопления , доминируют в плотных скоплениях , а в иррегулярных неплотных скоплениях показывают большую концентрацию к центру. При исследовании скоплений галактик в рентгеновском д иапазоне с помощью приборов спутников "Ухуру " и "Ариэль " было сделано интересное открытие : около трети регулярных скоплений и примерно десятая часть иррегулярных скоплений заполнены горячим газом , излучающим преимущественно в рентгеновском диапазоне . Любо е нагретое тело излучает электромагнитные волны , и чем больше температура тела , тем более коротковолновое излучение преобладает в его спектре . Газ в скоплениях имеет температуру более десяти миллионов градусов и поэтому излучает главным образом в рентгенов с ком диапазоне . Концентрация этого газа мала , около 1000 атомов водорода на 1 кубический метр , но общий объем его огромен . Поэтому полная масса газа сопоставима с массой всего видимого нами скопления ! С этим газом связано несколько нетривиальных проблем . Де ло в том , что он имеет почти нормальный (солнечный ) химический состав . Значит , это межгалактическое вещество уже побывало в термоядерной звездной "печке " и обогатилось тяжелыми элементами . Но когда это произошло ? Астрономы предполагают , что значительная ч а сть межгалактического газа в скоплениях была выброшена из галактик миллиарды лет назад , когда они были молодыми и в них шло бурное звездообразование. Другой вопрос связан с проблемой скрытой массы . Как уже упоминалось , обнаруженный газ имеет чрезвычайно вы сокую температуру , поэтому , чтобы он не разлетелся и не покинул скопление , его должна удерживать большая сила тяготения . Но если она достаточно велика , то должна быть велика и масса ее создающая , то есть масса самого скопления. Оценки массы вещества отдель ных галактик показывают , что их суммарное гравитационное поле не может удерживать столь горячий газ . Значит должна существовать огромная масса невидимого нам вещества (это ни горячий газ , ни звезды галактик ), которая своим гравитационным полем удерживала б ы высокотемпературный газ . Но где эта масса ? Ранее с той же проблемой скрытой массы ученые столкнулись при объяснении устойчивости скоплений . Скорости движения галактик внутри скопления столь велики , что без все той же скрытой массы они просто разлетелись бы в разные стороны. Проблема скрытой массы имеет огромное значение для космологии . Ведь получается , что наша Вселенная , а космология изучает всего один объект - Вселенную как целое , состоит не только из наблюдаемого нами вещества , но и из скрытого , то ест ь невидимого . А что оно из себя представляет , где и в чем сосредоточено ? На эти вопросы ответов пока не найдено. В 1981 году было сообщено об открытии огромной области пространства размером со сверхскопление , почти лишенной как отдельных галактик , так и их скоплений . Открывшие эту область астрономы назвали ее "пустотой " и обратили внимание на то , что космологи должны уметь объяснять отсутствие галактик так же , как и их наличие . Сейчас известно еще несколько пустот , крупнейшая из которых имеет размер 2 млрд. на 1 млрд . световых лет . Вместе с этими открытиями пришло понимание того , что галактики – это не просто объекты , которые иногда собираются в скопления . Вместе этого оказалось , что , по крайней мере , в некоторых частях Вселенной , галактики образуют сеть с б ольшими пустотами в промежутках между ними . Изучение скоплений галактик вообще тесно переплетено с космологическими проблемами . Особую роль в этом играет то обстоятельство , что скопления (а их сейчас известно около 10000) объединены в более крупные систем ы , формируя , таким образом , крупномасштабную структуру Вселенной - Метагалактика . Иерархическая структура не обрывается на скоплениях галактик . Понятие "Метагалактика " не является вполне ясным . Тем не менее , имеются некоторые основания предполагать , что т акая система как Метагалактика , существует , что она относительно автономна и является объедением галактик примерно такого порядка , каким для звезд нашей системы является Галактика . Следует предположить существование и других метагалактик. Реальность Метаг алактики будет доказана , если удастся как-то определить ее границы и выделить наблюдаемые объекты , не принадлежащие ей. В связи с гипотетичностью представлений о Метагалактике как об автономной гигантской системе галактик , включающей все наблюдаемые галакт ики и их скопления , термин "Метагалактика " стал чаще применяться для обозначения обозреваемой (при помощи всех существующих средств наблюдения ) части Вселенной. 9. Квазары Квазары впервые были об наружены в 60-х годах нашего столетия . Астрономы стали находить нечто новое - крохотные радиоисточники , которые не удавалось связать ни с одним из известных объектов . Положение одного из таких источников – 3С 48. Первая фотография области с центром в 3С 48, полученная на 200-дюймовом Паломарском телескопе , оказалась очень интересной и одновременно ставила исследователей в тупик . Прямо в центре находилась звезда . Казалось , была обнаружена настоящая радиозвезда , излучающая огромное количество э н ергии в радиодиапозоне . В то же время спектр звезды приводил в недоумение всех , кто его видел : вместо непрерывной полосы света всех различных цветов , как это наблюдается у звезд , этот спектр состоял из слабой полосы с рядом ярких эмиссионных линий, и все они находились в неподобающих местах . Новые таинственные радиоисточники на вид были звездообразными , но казались состоящими из непонятного материала. Сначала открывшие их астрономы называли эти объекты "квазизвездными радиоисточниками ". Вскоре н аиболее распространенным стало легко запоминающееся и экзотически звучащее слово " квазар ". В 1961 г . на Паломарском телескопе был получен спектр самого яркого из квазизвездных радиоисточников - квазара 13-й величины 3С 273. Линии водорода находились не н а своих местах , но их взаимное расположение , интервалы между ними и интенсивности были в точности такими , как надо . Однако весь набор линий как целое был смещен в красную сторону спектра (рис . 9). Кстати , в спектре 3С 48 были те же самые линии , но сдв и нутые еще дальше в красном направлении . Некоторые из известных линий оказались смещенными за пределы спектра ! Линии водорода в спектре 3С 273 4000 5000 6000 Длина волны , ангстремы Линии во дорода покоящего объекта рис .9. Красные смещения квазаров подобны таковым у обычных галактик Астрономам были знакомы вызываемые эффектом Доплера красные смещения . Квазары поражали огромными скоростями удаления от нас . Они имели красные смещения , с оответствующие таким большим скоростям , как 150 000 км /с . В этом случае они не могли быть звездами нашей Галактики , потому что , двигаясь так быстро , должны были скоро покинуть Млечный Путь и унестись в межгалактическое пространство . Что же это за объекты ? За более чем 25 лет после открытия квазаров было обнаружено более 3000 квазаров. Наиболее вероятным объяснением красных смещений стала так называемая космологическая гипотеза : подобно галактикам , квазары удаляются от нас в рамках общего расширения Всел енной и получаемые из красных смещений громадные скорости квазаров говорят о том , что они находятся на расстоянии самых далеких галактик . Красные смещения некоторых квазаров гораздо больше , чем у любой исследованной галактики . Этот факт ставит нас перед е щ е одной проблемой . Галактики с такими большими красными смещениями не наблюдаются просто потому , что на таких расстояниях они слишком слабые , чтобы их можно было увидеть и измерить . Расстояния , определенные по красному смещению , для многих квазаров превыш а ют 5 млрд . световых лет . Это означает , что по светимости квазары превосходят даже самые яркие из галактик . Например , светимость 3С 273 примерно в 100 раз больше светимости нормальной гигантской галактики , и при этом объект выглядит как звезда. Кроме того, у квазаров была обнаружена переменность блеска . Например , у 3С 273 в течение более 50 лет блеск менялся неправильным образом . Астрономы обнаружили , что светимости могут меняться во много - даже в 100 раз . В некоторых случаях блеск менялся очень быст р о - на протяжении всего одного дня . Это открытие поставило космологическую интерпретацию квазаров в очень трудное положение . Быстро меняющийся объект не может быть очень большим . Так , свет проходит за день расстояние в один световой день , и если за эт о время наблюдается значительное изменение блеска , то излучающий объект должен быть меньше одного светового дня : в противном случае любые изменения блеска окажутся смазанными из-за времени , которое требуется свету от дальней части объекта , чтобы достичь ег о ближней для нас части (рис .10). Световой день очень мал - всего лишь порядка размеров Солнечной системы . Как может объект размером всего только с Солнечную систему излучать света в 100 раз больше , чем галактика из сотен миллиардов звезд ? Рис .10. Иллюстрация изменения блеска квазара В 1980 году был пролит новый свет на загадочные квазары . Были , наконец , созданы астрономические инструменты , способные проникнуть в непосредственно окружающую сияющий центр квазара область пространства . Еще раньше был поставлен вопрос , на который не удавалось дать ответ : не скрывается ли за ярким передержанным изображением квазара галактика ? Не являются ли квазары центрами галактик ? Одни из первых успешных исследова ний для проверки этой гипотезы были проведены для квазара 3С 273, который оказался окруженным чем-то с распределением яркости как у нормальной эллиптической галактики . У спектров этих туманных объектов , окружающих квазары , были в точности такие же к расные смещения , как и у самих квазаров . Следовательно , если туманное пятно - это действительно галактика , то она удаляется со скоростью , которая соответствует большому расстоянию , и , следовательно , квазар тоже должен находиться на космологическом расс т оянии и участвовать в расширении Вселенной . К 1983 г . было окончательно установлено , что квазары действительно являются ядрами далеких галактик , находящиеся в состоянии очень высокой активности . Многие квазары оказались пересеченными спиральными галакт иками. Спектры квазаров дают достаточно информации , чтобы сделать вывод о наличии в самом их центре небольшого компактного объекта , окруженного несколькими горячими газовыми облаками и несколькими областями более холодного газа (рис . 11). По-видимому , по в сему облаку разбросаны облака пыли , движущиеся с высокими скоростями , как если бы они были выброшены из более близких к центру областей . Во всем этом , в условиях сильного магнитного поля движутся испускающие синхротронное излучение частицы высоких энергий. Именно это излучение делает из квазаров такие мощные радиоисточники . Хотя квазары были открыты именно как мощные радиоисточники , большинство их в радиодиапазоне ведет себя тихо , так что у этих замечательных объектов могут быть весьма разнообразные физиче с кие свойства. Больше всего квазаров в интервале красных смещений от 2 до 3, а квазары с красными смещениями больше 3,5 почти не встречаются . Очень мало также квазаров с небольшими красными смещениями , так что распределение этих объектов по красным смещениям имеет максимум в области скоростей удаления , соответствующей ранней эпохе истории Вселенной . В этот период квазары были больше распространены , чем сейчас или когда-либо до этого . Под впечатлением э того странного факта , астрономы назвали интервал , составляющий всего около 10% истории Вселенной , эпохой квазаров . Почему тогда вспыхнули квазары ? Почему не раньше и не сейчас ? Это одни из тех вопросов , что остались без ответа и все еще ждут решен и я. 10. Космология . Космологические модели Вселенной Космология (от космос и ...логия ) - это физическое учение о Вселенной как целом , основанное на результатах исследования наиболее общих свойств той части Вселенной , которая доступна для астрономических н аблюдений . Теоретический фундамент космологии составляют основные физические теории (общая теория относительности , теория поля и др .) и внегалактическая астрономия . Общие выводы космологии имеют важное общенаучное и философское значение . В современной кос мологии наиболее распространена модель горячей Вселенной , согласно которой в расширяющейся Вселенной на ранней стадии развития вещество и излучение имели очень высокую температуру и плотность . Расширение привело к их постепенному охлаждению , образованию а т омов , а затем протогалактик , галактик , звезд и других космических тел . К важнейшим , еще не решенным проблемам космологии относятся проблемы начального сверхплотного состояния Вселенной , так называемой сингулярности , и конечной фазы ее существования - возм ожности возвращения в состояние сингулярности. 10.1. Закон всеобщего разбегания галактик Согласно современной модели происхождения Вселенной наблюдаемый мир образовался в результате грандиозного взрыва и галактики сформировались из материи , разбросанной взрывом . При этом те из них , которые зародились в частях материи , получивших в момент взрыва большую скорость , должны были бы к настоящему моменту улететь дальше , в полном согласии с законом Хаббла (2). Закон Хаббла (2) утверждает , что галактики имеют пол ожительные скорости , пропорциональные их расстояниям , и приводит к выводу , что некогда в прошлом все галактики , или куски материи , из которых они сформировались , вылетели одновременно , но с разными скоростями из некоторого сравнительно малого объема . Так как все обозреваемое пространство Вселенной заполнено галактиками , то закон Хаббла можно трактовать как общее расширение наблюдаемой области Вселенной – расширение Метагалактики . Можно даже считать , что происходит равномерное и изотропное , т.е . одинаково е во всех точках и во всех направлениях , расширение пространства , влекущее удаление друг от друга тел в нем находящихся. Удаление галактик по всем направлениям от земного наблюдателя вовсе не означает , что Земля или , лучше сказать , наша Галактика занимает ц ентральное положение во Вселенной , в Метагалактике . Если представить себе сплошной резиновый шар , который мы равномерно растягиваем по всем направлениям , то в какой бы точке этого шара ни находился наблюдатель , в центральной или любой иной , ему будет каза т ься , что все остальные точки шара от него удаляются , причем удаляются со скоростями , пропорциональными их расстояниям . Общую картину движения галактик можно представить так : все пространство Метагалактики изотропно расширяется и увлекает с собой находящие ся в нем галактики . В то же время каждая галактика имеет еще индивидуальное движение , направление которого может быть любое – и от нас , и к нам , и в любую другую сторону. Именно благодаря индивидуальным движениям спектры некоторых из самых близких галактик смещены не в красную , а в фиолетовую сторону , т . е . эти галактики к нам приближаются . У близких галактик удаление , вызванное расширением пространства , мало вследствие сравнительной малости расстояния , и эта скорость вполне может быть перекрыта индивидуал ь ной скоростью , если последняя направлена к нам . У далеких же галактик скорость удаления , вызываемая расширением пространства , настолько велика , что влияние индивидуальной скорости становится незаметным. Величины красных смещений спектров указывают на очень большие скорости слабых далеких галактик и квазаров . Скорости галактик и квазаров на основании теории относительности определяются из соотношений где V – скорость удаления галактики или квазара, с – скорость света равная 300000 км /с, - длина волны излучения звезды , приходящая к наблюдателю на Земле , - длина волны , излучаемая звездой. По мере усовершенствования наблюдатель ной техники становится доступным измерение красных смещений спектров у все более слабых объектов . Список спектров , у которых уже стал обширным , а самое большое обнаруженное красное сме щение спектра соответствует значению равному 3,4. Согласно формуле (3) это означает скорость удаления объекта 270000 км /с . Стало очевидным , что закон разбегания во все стороны галактик является универсальным , всеобщим законом . Происходит расширение , эксп ансия всей Вселенной в целом. 10.2. Расширение Вселенной . Модель Вселенной Теория расширения Вселенной , заложенная Эйнштейном , опирается на два главных наблюдаемых явления . Первое из них состоит в том , что галактики и их скопления сравнительно равномерн о распределены по небу . Второе важное наблюдаемое явление – закон разбегания во все стороны галактик со скоростями , пропорциональными их расстояниям . Сопоставление этих наблюдение привело ученых к заключению , что Вселенная подобна однородному расширяющем у ся шару. Каковы закономерности эволюции этого расширяющегося шара , в котором галактики и их скопления притягивают друг друга согласно закону всемирного тяготения ? Что ждет Вселенную в будущем ? Будет ли она безгранично расширяться , или взаимное тяготение от дельных ее частей , замедлив и остановив расширение , заставит Вселенную затем сжиматься ? Из того , что взаимное тяготение отдельных частей Вселенной замедляет ее расширение , следует , что расширение в прошлом происходило быстрее . При этом процесс зависит сред ней плотности материи во Вселенной . Чем плотность материи больше , тем сильнее замедление скорости и тем больше замедление расширение Вселенной. Если при данной скорости расширения плотность материи в шаре достаточно велика , то гравитационные силы будут в с остоянии остановить расширение и сменить его сжатием . Если же плотность материи мала и гравитационные силы , следовательно , слабы , процесс экспансии никогда не прекратится , Вселенная будет расширяться безгранично и средняя плотность материи в ней будет стр е миться к нулю. Очевидно существует некоторое критическое значение средней плотности материи – р 0 . Если средняя плотность материи во Вселенной больше р 0 , то в будущем расширение Вселенной прекратиться и сменится сжатием , а гравитация материи будет замыкать пространство на себя . Не существует пространства вне расширяющегося объема , содержащего материю . Такую Вселенную принято назвать закрытой. Если же плотность равна р 0 или меньше его , то экспансия Вселенной будет продолжаться безгранично . Такую Вселенную при нято назвать открытой. В какой же Вселенной мы живем ? В открытой или закрытой ? Оценка средней плотности материи во Вселенной одна из наиболее трудных задач . До последнего времени оценка , которые удается сделать , приводят к величинам , лежащим в пределах от 2*10 -31 до 5*10 -31 г /см 3 . Значение р 0 астрономами оценивается равное 8*10 -30 г /см 3 . Из этого следует , что Вселенная бесконечно расширяется , является открытой. 11. Заключение Российские астрономы проводят наблюдения на многих телескопах России , ближне го и дальнего зарубежья : на 6-метровом оптическом телескопе и на 600-метровом радиотелескопе Специальной астрофизической обсерватории Российской Академии наук , на телескопах Пулковской и Крымской обсерваторий , а также на некоторых крупных телескопах во Фр а нции , Испании и даже на Гавайских островах . Современная астрономия изучает самые разнообразные объекты - от близких к нам планет и их спутников до далеких галактик , квазаров и скоплений галактик . Вот некоторые их основных тем , над которыми работают россий ские ученые : Ё фрактальная структура Вселенной ; Ё галактики на сверхбольших расстояниях ; Ё наблюдения галактик с активными ядрами ; Ё теория образования галактик ; Ё скрытая масса в галактиках ; Ё исследование спиральной структуры нашей Галактики ; Ё обраб отка сверхточных данных о положениях звезд со спутника ; Ё процессы взаимодействия излучения и вещества в различных космических объектах ; Ё наблюдения рентгеновских источников ; Ё синтез химических элементов в звездах ; Ё изучение звезд с протопланетными сист емами ; Ё новые математические методы обработки астрономических наблюдений ; Ё расчет конструкции и оптики телескопов. 12. Литература 1. П . Ходж . Галактики . Москва , Наука , 1992 г. 2. Т.А . Агекян . Звезды , галактики , Метагалактика . Москва , Наука , 3-е издани е , 1981 г. 3. В.Г . Горбацский . Космические взрывы . Москва , Наука , 3-е издание , 1979 г. 4. А.В . Засов , Э.В . Кононович . Астрономия . Москва , Просвещение , 1993 г. 5. Мегаэнциклопедия Кирилла и Мефодия . www.km.ru . 6. Астрономический сайт . www.m31.ru .
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
Хорошо мужики устроились: деревья растут сами, сыновей рожают жены, дома строят таджики.
Anekdot.ru

Узнайте стоимость курсовой, диплома, реферата на заказ.

Обратите внимание, реферат по астрономии, авиации, космонавтике "Звездные системы и метагалактика", 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