Лекция
Привет, Вы узнаете о том , что такое классификация галакти, Разберем основные их виды и особенности использования. Еще будет много подробных примеров и описаний. Для того чтобы лучше понимать что такое классификация галакти , настоятельно рекомендую прочитать все из категории Астрономия.
Французские искатели комет Мессье и Мэшем составили в 1784 году каталог
туманных объектов, наблюдаемых на небе невооруженным глазом или в телескоп для того, чтобы в дальнейшей работе не путать их с прилетающими кометами. Объекты каталога Мессье оказались самой разннобразной природы.
Часть из них - звездные скопления и туманности принадлежит нашей Галактике,
другая часть - объекты более далекие и являются такими же звездными системами, как и наша Галактика. Понимание истинной природы галактик пришло не
сразу. Только в 1917 году Ричи и Кертис, наблюдая сверхновую звезду в галактике NGC 224 вычислили, что она находится на расстоянии 460 000 пс, т.е. в 15
раз больше диаметра нашей Галактики, а значит далеко за ее пределами. Окончательно вопрос прояснился в 1924-1926 гг., когда Э. Хаббл при помощи 2,5-
метрового телескопа получил фотографии Туманности Андромеды, где спиральные ветви разложились на отдельные звезды.
Сегодня известно очень много галактик, находящихся от нас на расстоянии от
сотен тысяч до миллиардов св. лет.
Многие галактики описаны и сведены в каталоги. Наиболее употребительный -
“Новый общий каталог Дрейера” (NGC). Каждая галактика имеет свой номер.
Например, Туманность Андромеды обозначается NGC 224.
Наблюдение галактик показало, что они очень разнообразны по форме и структуре. По внешнему виду разделяют галактики эллиптические, спиральные, линзовидные и неправильные.
Эллиптические галактики (Е) имеют на фотографиях форму эллипсов без резких границ. Яркость плавно увеличивается от периферии к центру. Внутренняя
структура обычно отсутствует. Эти галактики построены из красных, желтых
гигантов, красных и желтых карликов, некоторого количества белых звезд невысокой светимости, т.е. в основном из звезд II типа населения. Нет белоголубых сверхгигантов, которые обычно создают структуру спиральных рукавов. Внешне эллиптические галактики различаются большим или меньшим сжатием.
Показателем сжатия является величина
10 (a - b)/a,
легко отыскиваемая, если на фотографии измерены большая a и малая b полуоси. Показатель сжатия дописывается за буквой, обозначающей форму галактики, например, Е3. Выяснилось, что сильно сжатых галактик нет, поэтому самый
большой показатель - 7. Сферическая галактика имеет показатель 0.
Очевидно, что эллиптические галактики имеют геометрическую форму эллипсоида вращения. Э.Хаббл поставил задачу, не является ли разнообразие наблюдаемых форм следствием различной ориентации одинаково сплюснутых галактик в пространстве. Эта задача была решена математически и получен ответ, что
в составе скоплений галактик наиболее часто встречаются галактики с показателем сжатия 4, 5, 6, 7 и почти нет сферических галактик. А вне скоплений
встречаются почти только галактики с показателями 1 и 0. Эллиптические галактики в скоплениях - это гигантские галактики, а вне скоплений - карликовые.
Спиральные галактики (S). В них наблюдается структура в виде спиральных
ветвей, которые выходят из центрального ядра. Ветви выделяются на менее ярком фоне из-за того, что содержат наиболее горячие звезды, молодые скопления, светящиеся газовые туманности.
Эдвин Хаббл разбил спиральные галактики на подклассы. Мерой служит степень развития ветвей и размер ядра галактики.
В галактиках Sa ветви туго закрученные и сравнительно гладкие, слабо развитые. Ядра всегда большие, обычно составляют около половины наблюдаемого
размера всей галактики. Галактики этого подкласса наиболее похожи на эллиптические. Обычно наблюдаются две ветви, выходящие из противоположных
частей ядра, но редко бывает и больше.
У галактик Sb спиральные ветви заметно развиты, но не имеют разветвлений.
Ядра меньше чем у предыдущего класса. У галактик такого типа часто наблюдается много спиральных ветвей.
Галактики с сильно развитыми, разделяющимися на несколько рукавов ветвями
и малым по сравнению с ними ядром относятся к типу Sc.
Несмотря на многообразие внешнего вида, спиральные галактики имеют сходное строение. В них можно выделить три составляющие: звездный диск, толщина которого в 5-10 раз меньше диаметра галактики, сфероидальную составляющую, плоскую составляющую, которая меньше в несколько раз по толщине чем
диск. К плоской составляющей относятся межзвездный газ, пыль, молодые
звезды, спиральные ветви.
Коэффициент сжатия спиральных галактик всегда больше 7. В то же время у
эллиптических всегда меньше 7. Это говорит о том, что в слабо сжатых галактиках спиральная структура не может развиться. Для ее появления нужно, чтобы система было сильна сжата.
Доказано, что сильно сжатая галактика в ходе эволюции не может стать слабо
сжатой, также как и наоборот. Значит эллиптические галактики не могут превращаться в спиральные, а спиральные в эллиптические. Различное сжатие обусловлено различным количеством вращения систем. Те галактики, которые при
формировании получили достаточное количество вращения, приняли сильно
сжатую форму, в них развились спиральные ветви.
Встречаются спиральные галактики у которых ядро находится в середине прямой перемычки и спиральные ветви начинаются лишь у концов этой перемычки. Такие галактики обозначаются SBa, SBb, SBc. Добавление буквы В указывает на присутствие перемычки.
Линзовидные галактики (S0). Внешне похожи на эллиптические, но имеют
звездный диск. По структуре похожи на спиральные галактики, но отличаются
от них отсутствием плоской составляющей и спиральных ветвей. От спиральных галактик, наблюдаемых с ребра линзовидные галактики отличаются отсутствием полосы темной материи. Шварцшильд предложил теорию, по которой
линзовидные галактики могут образовываться из спиральных в процессе выметания газо-пылевой материи.
Неправильные галактики (Ir). Имеют нессиметричный вид. В них нет спиральных ветвей, а горячие звезды и газо-пылевая материя концентрируется в отдельные группы или разбросаны по всему диску. Имеется сфероидальная составляющая с малой яркостью. Эти галактики отличаются высоким содержанием межзвездного газа и молодых звезд.
Неправильная форма у галактики может быть вследствие того, что она не успела принять правильной формы из-за малой плотности в ней материи или из-за
молодого возраста. Может стать неправильной галактика и из-за искажения
формы в результате взаимодействия с другой галактикой.
Неправильные галактики разделяются на два подтипа.
Подтип Ir I характеризуется высокой поверхностной яркостью и сложностью
неправильной структуры. В некоторых галактиках этого подтипа обнаруживается разрушенная спиральная структура. Такие галактики часто встречаются
парами.
Подтип Ir II характеризуется низкой поверхностной яркостью. Это свойство
мешает обнаружению таких галактик и их известно всего несколько. Малая поверхностная яркость свидетельствует о невысокой звездной плотности. Значит
эти галактики должны очень медленно переходить от неправильной формы к
правильной.
В июле 1995 года было проведено исследование на космическом телескопе им.
Хаббла по поиску неправильных слабых голубых галактик. Оказалось, что эти
объекты, расположенные от нас на расстояниях от 3 до 8 млрд световых лет,
самые распространенные. Большинство из них имеет чрезвычайно насыщенный
голубой цвет, что говорит о том, что в них интенсивно идет процесс звездообразования. На близких расстояниях, соответствующих современной Вселенной,
эти галактики не встречаются.
Галактики гораздо многообразнее, чем рассмотренные виды, и это многообразие касается форм, структур, светимости, состава, плотности, массы, спектра,
особенностей излучения.
Можно выделить следующие морфологические типы галактик, подходя к ним с
разной точки зрения.
Аморфные, бесструктурные системы - включающие галактики E и большинство S0. В них нет или почти нет диффузной материи и горячих гигантов.
Галактики Аро - голубее остальных. Многие из них имеют узкие, но яркие линии в спектре. Может быть они очень богаты газом.
Галактики Сейферта - различного вида, но характерные очень большой шириной сильных эмиссионных линий в их спектрах.
Квазары - квазизвездные радиоисточники, QSS, не отличимые по виду от звезд,
но излучающие радиоволны, как наиболее мощные радиогалактики. Они характерны голубоватым цветом и яркими линиями в спектре, имеющими огромное
красное смещение. По светимости превосходят галактики - сверхгиганты.
Квазаги - квазизвездные галактики QSG - отличаются от квазаров отсутствием
сильного радиоизлучения.
Близко расположенные друг к другу галактики иногда бывают связаны между
собой полосой светящейся материи. Часто эти светящиеся полосы являются
продолжением спиральных ветвей. Цвет полос голубоватый и они состоят из
горячих гигантов и сверхгигантов. Часто галактики погружены в общий “звездный туман”.
Взаимодействующие галактики изучал Б.А. Воронцов-Вельяминов. Он составил
атлас взаимодействующих галактик, куда вошло 355 объектов. Так как для исследования использовался Паломарский атлас неба, включающий много слабых
галактик, не учтенных в NGC, взаимодействующим галактикам ВоронцоваВельяминова даны особые обозначения, например, VV 13.
В большинстве случаев особенности форм взаимодействующих галактик объясняются возмущающими приливными силами, действующими на звезды галактики со стороны другой. Многие исследователи считают, что взаимодействующие галактики сближаются, но В.А. Амбарцумян предположил, что мы наблюдаем процесс разделения одной галактики на две или несколько. Об этом говорит сайт https://intellect.icu . При этом происходит бурный процесс взрывного характера.
У большинства галактик можно выделить яркую центральную часть, называемую ядром. Эта область отличается большой звездной плотностью, достигающей 106
- 108
пс
-3
. Даже при таких плотностях столкновений не бывает.
Исследования последних лет показали, что ядро не является просто более плотным местом галактики, в самом центре ядра можно обнаружить еще одно сильное уплотнение - ядрышко. При наблюдении ядра туманности Андромеды (размеры его 100 пс) удалось выделить яркое ядрышко поперечником 1--14 пс. Оно
вращается как твердое тело, с периодом обращения 500 000 лет. Масса его - 13
млн. солнечных масс. Плотность его 1500 солн. масс на 1 пс3
, в 20 000 раз
больше, чем в окрестностях Солнца. Оно себя ведет таким образом, как будто
это самостоятельное образование, вложенное в галактику.
Радиоисследования нашей Галактики показали, что в центре имеется ядрышко
размером в 6 пс.
Ядра большинства галактик содержат эмиссионные линии в спектрах. Особенно
распространена длина волны, принадлежащая дважды ионизованному кислороду. Для того, чтобы дважды ионизовать кислород должно быть мощное ультрафиолетовое излучение. Характер эмиссионных линий указывает, что газы движутся со скоростями около 8000 км/с. В ядрах происходят какие-то бурные
процессы, природа которых неясна.
Наблюдения некоторых галактик показали, что в ядрах могут происходить
грандиозные взрывы. Так в ядре галактики NGC 3034 наблюдается взрыв с выбросом энергии больше 1049 Дж, т.е. в миллион раз больше, чем при вспышке
сверхновой звезды. Вполне возможно, что каждая галактика переживает на какой-то стадии своей эволюции взрыв в ядре. В среднем по статистике должна
наблюдаться одна взрывающаяся галактика на тысячу, поэтому сейчас известно
мало таких объектов. Эмиссионные линии спектров ядер галактик могут говорить о бывших в прошлом взрывах. Вещество в результате взрыва выбрасывается из центра галактики и за 10 млн. лет разбрасывается на большое расстояние,
так что не остается и следа от взрывного процесса.
Галактики с активными ядрами составляют несколько % от количества нормальных галактик. Особенно часто встречаются сейфертовские галактики, в
центре которых наблюдается яркий источник малого углового размера. Непрерывный спектр его имеет нетепловой характер, т.е. не объясняется излучением
горячих тел. Широкие эмисссионные линии в спектрах говорят о большой скорости движения газов. Важной особенностью излучения ядер является их переменность. Иногда светимость ядра меняется за несколько месяцев или дней. Это
указывает на то, что основной источник излучения в ядре очень мал по сравнению с размерами галактики.
,
Галактики часто бывают источниками радиоизлучения. Однако, с больших расстояний, больше 5-6 Мпс, радиоизлучение нормальных галактик оказывается
слишком слабым для современных наблюдательных средств. В среднем радиоизлучение нормальных галактик в миллион раз меньше оптического излучения.
Наряду с нормальными галактиками встречаются особенные, радиоизлучение
которых на несколько порядков выше и лежит в пределах от 1028 до 1034
квт. В
большинстве случаев оптическое излучение таких галактик слабо и не всегда
удается отождествить радиогалактику с оптическим источником.
Радиогалактики являются одной из разновидностей галактик с активными ядрами. Они обычно относятся к числу массивных эллиптических галактик. Механизм излучения синхротронный м связан с выбросом из галактики облаков
релятивистских частиц, движущихся в магнитном поле. Всего известно около
500 радиогалактик. Самая выдающаяся радиогалактика - Лебедь А. Это мощнейший дискретный источник радиоизлучения, но в оптическом диапазоне он
имеет всего 18 зв. величину. М = -20,5 зв. вел. Но энергия радиоволн все равно
преобладает над оптическим излучением. Бааде и Минковский предложили, что
радиоизлучение происходит из-за проникновения друг в друга двух спиральных
галактик. При столкновении на большой скорости спиралей происходит их разогрев и свечение.
Особенностью этого объекта является то, что область радиоизлучения не совпадает с видимой галактикой, а располагается двумя эллиптическими лопастями
по обе стороны от зоны оптического излучения. Центры областей радиоизлучения находятся от видимого двойного ядра на расстоянии около 80 000 пс, а размеры их значительно больше оптических размеров - двойного ядра и окружающего гало.
У радиогалактики Дева А (Virgo A/М 87/NGC 4486) радиоизображение практически совпадает с оптическим. У видимой туманности хорошо заметен радиально расположенный выброс, состоящий из сгустков светящейся материи. Выброс
сам по себе тоже является источником радиоизлучения.
Особый класс объектов представляют собой квазары, открытые голландским
астрономом М.Шмидтом в 1963 году. Было установлено, что наподобие точечных источников света - звезд - во вселенной существуют точечные источники
радиоизлучения. Эти объекты назвали первоначально радиозвездами, а потом
квазизвездными объектами, сокращенно квазарами. С развитием радиоастрономии и повышением углового разрешения радиотелескопов, точечные источники радиоизлучения были отождествлены с некоторыми оптическими. Эти
объекты излучают в оптическом диапазоне с сотни раз мощнее галактик, а основная часть излучения исходит из ядра размером не более 0,1 пс или меньше.
Это ядро квазара окружено газовой оболочкой, простирающейся на сотни парсек. Квазары обладают мощным радиоизлучением, а некоторые из них - инфракрасным и рентгеновским.
В 1965 году А. Сэндидж открыл квазаги - объекты, подобные квазарам, но не
обладающие заметным радиоизлучением.
Первоначально спектры квазаров не поддавались расшифровке, но затем удалось установить, что их можно объяснить, полагая, что спектральные линии
обладают красным смещением, сравнимым или значительно большим, чем у
самых далеких из наблюдаемых галактик. Если это красное смещение связано с
космологическим расширением, то квазары - самые далекие из известных объектов Вселенной, а их мощность излучения, достигающая 1041 Вт, больше, чем у
любых других известных объектов.
В спектрах некоторых квазаров удалось отождествить как линии излучения, так
и линии поглощения, и в этих случаях были обнаружены интересные особенности. Оказалось, что в спектрах квазаров может присутствовать несколько групп
линий поглощения, имеющих различные красные смещения, которые в свою
очередь отличаются от красного смещения линий излучения. Если все эти красные смещения объясняются эффектом Допплера, то относительные скорости
областей, излучающих свет, и областей, в которых возникают линии поглощения, могут составлять значительную долю скорости света. Это связано либо с
большими относительными скоростями в самом квазаре, либо с существованием облаков межгалактического газа между квазаром и наблюдателем, которые
поглощают свет квазара.
Сегодня известно более 1500 квазаров. Они расположены на расстоянии в миллиарды световых лет. Обычные галактики с таких расстояний наблюдаться не
могут. Большинство квазаров расположено в пределах некоторого интервала
расстояний. Это говорит о том, что они возникли на определенном этапе эволюции Вселенной.
В настоящее время многие исследователи считают, что квазары являются ядрами галактик, находящимися в стадии чрезвычайно сильной активности. Сходство придают переменность излучения, компактность, нетепловой характер спектра, сильное расширение эмиссионных линий, наблюдаемых в спектрах квазаров. Однако, у большинства квазаров мощность выделения энергии в сотни и
тысячи раз больше, чем у активных ядер галактик. Звезды галактики, окружающей квазар, обычно не видны, так как квазары находятся на больших расстояниях и яркий блеск квазара не позволяет видеть слабый свет звезд. Вокруг
десятков близких квазаров обнаружены слабые протяженные оптические туманности. Их средний размер около 90 000 пс, а светимость в несколько раз
меньше светимости ярчайших галактик. Неизвестно, есть ли в этих туманностях
звезды.
Механизм выделения большого количества энергии квазарами до конца не ясен.
Предполагается, что он связан с высвобождением энергии гравитационного
взаимодействия тел. Необходимая энергия может выделяться при падении газа в
очень глубокую потенциальную яму, например, на массивную черную дыру или
при сжатии плазменных тел с массой в сотни миллионов масс Солнца под действием собственной гравитации.
Недавно был обнаружен квазар в ядре радиогалактики Лебедь-А. Расстояние от
нас всего 600 млн световых лет. Изучая ультрафиолетовый спектр ядра, ученые
обнаружили широкие линии излучения ионизованного магния, принадлежащие
вращающемуся с большой скоростью газу. Учитывая высокую светимость ядра
и большую массу, ученые предположили, что открытый объект является квазаром.
Изучение большого количества квазаров на Космическом телескопе им. Хаббла
в 1995 году привело к выводу, что недалекие квазары (z = 0,5) связаны со взаимодействующими эллиптическими галактиками. Многие квазары располагаются в центрах подобных звездных систем. Это подтверждает мнение, что квазары
являются массивными черными дырами, на которые происходит аккреция вещества. Исследуемые квазары имеют разнообразную природу, излучают в радио, оптическом и рентгеновском диапазонах.
26.4 Вызначэньне адлегласьцi галактык.
Галактики находятся на очень больших расстояниях от Солнца. Только в ближайших из них можно выделить отдельные звезды, остальные видны в виде туманных пятен. Поэтому долгое время было невозможно определить расстояния
до галактик. Лишь в 20-х годах нынешнего столетия удалось различить знакомые типы звезд в соседних галактиках и по их характеристикам определить
приблизительные расстояния.
В настоящее время существует несколько способов определения расстояний до
галактик.
1. Расстояние определяется по изучению объектов хорошо изученных типов, с
известной светимостью.
- Например, светимость цефеид определяется по соотношению период - светимость.
- У новых звезд абсолютная звездная величина в максимуме блеска около -8m
,5,
яркие шаровые скопления имеют абс. зв. величину до -9m
.
Для определения расстояний до такого объекта достаточно найти видимую зв.
величину и вычислить модуль расстояния, учтя влияние межзвездного поглощения света.
2. Расстояния до очень далеких галактик определяются по видимым угловым
размерам или видимой звездной величине. Для этого нужно знать характерные
размеры или светимости галактик различных типов. Такие оценки расстояний
называются относительными.
3. Расстояния до галактик определяются по величине красного смещения линий
в их спектрах. Установлено, что все линии в спектрах далеких галактик заметно
смещены в сторону красного конца спектра. Это явление связано с происходящим увеличением средних расстояний между галактиками, которое называется
расширением Вселенной. Красное смещение интерпретируется как доплеровское смещение, связанное с удалением галактики от нас.
Из наблюдений было установлено, что скорость удаления Vr
, соответствующая
красному смещению z = ∆λ/λ, увеличивается в среднем линейно с расстоянием r
от галактики:
Vr = c .
∆λ/λ = H . r.
Эта зависимость носит название закона Хаббла, а коэффициент пропорциональности H - постоянной Хаббла.
Если мы наблюдаем объекты с одинаковой абсолютной звездной величиной, то
с увеличением расстояния r их видимая звездная величина будет меняться пропорционально 5lgr. Поэтому, если выполняется закон Хаббла, зависимость между lg(∆λ/λ) и m должна выражаться прямой линией с коэффициентом пропорциональности между этими величинами, равным 5. Такая зависимость действительно наблюдается для наиболее ярких галактик, светимость которых, как оказалось, примерно одинакова.
Зная красное смещение галактик, легко определить, во сколько раз одна из них
дальше другой. Но для оценки расстояния до каждой из них необходимо знать
величину постоянной Хаббла.
Оказалось, что для сравнительно близких галактик, до которых расстояние
удовлетворительно измеряется различными методами, закон Хаббла не всегда
выполняется. А для далеких галактик, обладающих большими скоростями Vr
,
нет достаточно надежных критериев определения расстояний без помощи красных смещений. Поэтому до сих пор оценки H, проведенные различными авто-
рами, существенно различаются, хотя практически все они заключены в пределах от 50 до 100 км/(с
.Мпс).
Часто используется среднее значение Н = 75 км/(с
.Мпс).
При красных смещениях около 1 закон Хаббла уже не работает, нужно применять более сложные формулы.
В 1995 году была обнаружена самая далекая от нас галактика 8С 1435+635 в
созвездии Дракона. Ее красное смещение составляет 4,25. Это смещение соответствует свету, пришедшему из эпохи, когда возраст Вселенной составлял около 7-10% от современного.
26.5 Скапленнi галактык. Метагалактыка.
Большая часть галактик входит в состав скоплений. Сегодня известны тысячи
скоплений галактик.
Скопления делятся на правильные и неправильные. Кроме этого деления существуют еще классификации скоплений по разным параметрам, например, по
числу членов с мощным излучением, по наличию ярких галактик в центре, по
наличию пекулярных галактик.
Правильные скопления состоят из большого количества галактик (часто более
104
членов), обладая сферической симметрией, большой концентрацией к центру. Яркие члены этих скоплений относятся к типам Е и S0. В центре скопления
обычно находится одна или две ярчайшие эллиптические галактики, окруженные гало. Типичный представитель правильных скоплений - скопление в созвездии Волос Вероники. Его размеры около 4 Мпс. Число галактик - несколько
десятков тысяч.
Неправильные скопления имеют неправильную форму, в них часто встречаются
отдельные сгущения. Состоят эти скопления из галактик всех типов. Они могут
иметь много и мало галактик. Примером такого скопления является скопление в
Деве. Содержит несколько тысяч галактик, размеры около 3 Мпс.
В некоторых скоплениях обнаружены большие массы горячего ионизованного
газа, нагретого до температуры около 108К. Газ излучает в рентгеновском диапазоне. Общая масса газа составляет заметную долю суммарной массы всех галактик скопления.
Важным является вопрос, существуют ли скопления скоплений галактик. На
сегодняшний день все больше фактов свидетелствует о том, что такие скопления существуют. Измерения космического фонового излучения, являющегося
остатком от Большого Взрыва, показали 180 градусную ассиметрию, известную
как диполь. Она проявляется в нагреве на 0.1% космического фонового излучения по сравнению со средним в одном направлении и в таком же охлаждении в
противоположной стороне. Эти измерения были подтверждены исследованиями
на спутнике Cosmic Background Explorer в период с 1989 по 1990, свидетельствующими о том, что вся Местная группа движется со скоростью 600 км/с в направлении созвездия Гидра. Это направление было подсчитано после поправки
за известные движения: вращение Солнца вокруг центра Галактики и движение
нашей Галактики по направлению к Туманности Андромеды.
Этот факт свидетелствует о том, что галактики собираются в группы и скопления, которые в свою очередь составляют сверхскопления, оставляя другие области лишенными галактик. Неоднородно распределенная масса вещества, окружающая Местную группу, может вызвать несбалансированное притяжение,
тянущее МГ в одном направлении.
Одна исследовательская группа использовала движения сотен галактик для заключения о существовании Великого Аттрактора находящегося на расстоянии
около 60 Мпк. Местная группа по-видимому поймана в космическое состязание
между Великим Аттрактором и находящемся на таком же расстоянии сверхскоплении Персей-Печь.
Самые крупномасштабные неоднородности в распределении галактик носят
“ячеистый” характер. В “стенках ячеек” много галактик, их скоплений, а внутри - пустота. Размеры ячеек около 100 Мпс, толщина стенок 3-4 Мпс. Большие
скопления галактик находятся в узлах этой ячеистой структуры. Отдельные
фрагменты ячеистой структуры иногда называют сверхскоплениями. Сверхскопления часто имеют сильно вытянутую форму, наподобие нитей.
Понятие “Метагалактика” не является вполне ясным. Системы, содержащие
различные скопления галактик непосредственно не наблюдаются. Тем не менее
есть основания предполагать, что Метагалактика существует, относительно автономна и является объединением галактик такого порядка, каким для звезд
является Галактика. Реальность Метагалактики будет доказана, если удастся
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 галактики
и их скопления, термин “Метагалактика” стал чаще применяться для обозначения обозреваемой части Вселенной.
26.6 Праблема цемнага рэчыва.
Очень важным для космологии является вопрос о том, все ли вещество Метагалактики наблюдается с помощью современных приемников излучения.
От средней плотности вещества во Вселенной зависит ее будущее. Если плотность больше некоторого критического значения, то расширение Вселенной
сменится сжатием. Если меньше, то расширение будет происходить бесконечно.
Значение критической плотности легко вычислить. Известно, что вторая космическая скорость для шара массы М записывается следующим образом:
v = √(2GM/R).
В это выражение подставляем значения массы М=4ρπR
3
/3 и для скорости
v=HR.
Находим плотность:
ρ = 3H2
/8πG.
Критическое значение средней плотности во Вселенной зависит от постоянной
Хаббла. При значении Н = 75 км/с
.Мпс получаем ρ = 10-29
г/см3
.
Достаточно легко учесть наблюдаемое вещество, входящее в видимые галактики. Голландский астроном Оорт в 1958 году провел посвященное этому исследование. Он определил среднюю плотность вещества во Вселенной.
ρ = 4,6 .
10-9 Мсол/nc3
= 3 .
10-31
г/см3
.
Эта величина заметно меньше критической плотности. Их соотношение равно
0,03.
Если во Вселенной нет заметных количеств другой материи, усредненная плотность которой много больше средней галактической плотности, то вселенная
будет расширяться.
Однако, есть основания подозревать, что в пространстве между галактиками
может быть много трудно наблюдаемых форм материи, получивших название
“скрытой массы”.
Одним из поводов для такого подозрения являются результаты измерений масс
скоплений галактик. Измерения проводились следующим образом.
Правильные скопления имеют симметричную форму, плотность галактик в них
плавно спадает от центра к краю и поэтому есть все основания считать, что скопления находятся в равновесном состоянии, когда кинетическая энергия движений галактик, уравновешена силой взаимного тяготения всех масс, входящих в
скопление.
В этом случае справедлива теорема вириала, утверждающая, что кинетическая
энергия всех членов скопления равна по абсолютной величине половине потенциальной энергии тяготения масс скопления (включая и невидимые массы). Эта
теорема позволяет вычислить полную массу скопления, если известны относительные скорости галактик в скоплении и размер скопления. Относительная
скорость галактик в скоплении вычисляется по разности их красных смещений,
а размер определяется по угловому размеру скопления на небе и расстоянию от
нас.
Такое определение, выполненное для скопления в созвездии Волос Вероники
приводит к массе около 2.
1015 Мсол. Это соответствует отношению массасветимость для всего скопления M/L= 150Mсол/Lсол .
Полученное отношение во много раз больше, чем значение для эллиптических
галактик. Если эти выводы правильны, то масса скопления много больше суммы
масс галактик, в нее входящих.
По современным подсчетам скрытая масса составляет около 90% всей массы
Вселенной.
Роль скрытой массы может играть межгалактический газ, так как он занимает
огромные пространства между галактиками.
Кроме того, галактики могут быть окружены огромными массивными коронами
слабо светящихся объектов, которые по их свечению обнаружить крайне трудно. Это могут быть звезды низкой светимости. Правда, в 1995 году были опубликованы исследования Института Передовых исследований (США), где приведены результаты поисков красных карликов в нашей Галактике. Подсчет этих
объектов с помощью Космического Телескопа показал, что звезды с массой 0,1
массы Солнца составляют не более 6% от массы гало Галактики и не более 15%
от массы ее диска.
Последние предположения указывают, что скрытая масса может содержаться в
карликовых галактиках. Группа ученых из Калифорнийского университета, используя 10-метровый телескоп на Гавайских о-вах изучали движения звезд в
карликовой галактике Лев II. Эта галактика является спутником нашей Галактики и находится на расстоянии 720 000 световых лет. У звезд галактики оказались слишком большие скорости. Наблюдаемой материи этой галактики недостаточно, чтобы объяснить такие стремительные движения. Для этого нужно
массу вещества увеличить в 7 раз.
Скрытая масса может содержаться также в излучении. Космические лучи, нейтрино, гравитационные волны могут существенно влиять на оценку общей массы Вселенной.
Наблюдения показывают, что плотность массы, соответствующей космическим
лучам очень мала. С нейтрино дело обстоит сложнее, так как эти частицы почти
не взаимодействуют с обычным веществом. Если масса покоя нейтрино не равна нулю, то масса Вселенной значительно повысится.
Исследования Космическим телескопом им. Хаббла скопления галактик Abell
2218 в созвездии Дракона, удаленном на 1,5 млрд св. лет, привели к открытию
светящихся дуг непонятного происхождения. Оказалось, что это гравитационные линзы, образованные скрытой массой скопления.
Исследования П.Сакером спиральной галактики NGC 5907 позволили обнаружить избыточное свечение, уходящее на 3+7 кпс. Оно имеет форму гало и охватывает всю галактику. По последним гипотезам эта светящаяся оболочка может
выявить невидимую темную материю вне спиральных рукавов.
Наиболее вероятное значение плотности наблюдаемой Вселенной на сегодняшний день приблизительно заключено в пределах 0,1 - 1 критической плотности.
Исследование, описанное в статье про классификация галакти, подчеркивает ее значимость в современном мире. Надеюсь, что теперь ты понял что такое классификация галакти и для чего все это нужно, а если не понял, или есть замечания, то не стесняйся, пиши или спрашивай в комментариях, с удовольствием отвечу. Для того чтобы глубже понять настоятельно рекомендую изучить всю информацию из категории Астрономия
Комментарии
Оставить комментарий
Астрономия
Термины: Астрономия