Галактики — надзвичайно далекі об'єкти

Презентація на тему: «»

 

Підготувала  
учениці 11-А класу 
ЗОШ №6 м. Дубна 
Козярук Мар’яна 

  Галактика

 

Гала́ктика (дав.-гр. Γαλαξίας — молочний) — гігантська, гравітаційно-зв'язана система із зірок і зоряних скупчень, міжзоряного газу і пилу, і темної матерії. Всі об'єкти в складі галактик беруть участь в русі відносно загального центру мас.

  
Галактики — надзвичайно далекі об'єкти. Відстань до найближчих з них прийнято вимірювати в мегапарсеках, а до далеких — в одиницях червоного зміщення. Саме через віддаленість розрізнити на небі неозброєним оком можна всього лише три з них: туманність Андромеди (видно в північній півкулі), Велику і Малу Магелланові Хмари (видно в південій). Розрізнити зображення інших галактик до окремих зірок не вдавалося аж до початку XX століття. До початку 1990-их років налічувалося не більше 30 галактик, в яких вдалося побачити окремі зірки, і всі вони входили в Місцеву групу. Після запуску космічного телескопа «Хаббл» і введення в дію 10-метрових наземних телескопів число галактик, в яких вдалося розрізнити окремі зірки, значно зросло.

 

NGC 4414, 
спіральна галактика у сузір'ї Волосся Вероніки 

Галактики відрізняються  великою різноманітністю: серед  них можна виділити сфероподібні еліптичні галактики, дискові спіральні галактики, галактики з перемичкою , карликові, неправильні і т. д. Щодо числових характеристик, то, до прикладу, їх маса варіюється від 107 до 1012 мас Сонця. Діаметр галактик — від 5 до 250 кілопарсек (16—800 тисяч світлових років). Найбільша відома на 2012 рік галактика IC 1101  має діаметр більше 600 кілопарсек.

Однією з невирішених  проблем будови галактик є темна  матерія, що проявляє себе тільки в  гравітаційній взаємодії. Вона може складати до 90% від загальної маси галактики, а може і повністю бути відсутньою, як у деяких карликових галактиках.

У просторі галактики розподілені  нерівномірно: в одній області  можна знайти цілу групу близьких галактик, а в іншій можна не знайти жодної, навіть найменшої галактики (такі порожні області простору називаються  войдами). Точна кількість галактик в спостережуваній частині Всесвіту невідома, але, за оцінками, їх близько ста мільярдів.

 

Еліптична галактика М32

 

Велика та Мала Магеланові Хмари є неправильними карликовими галактиками

Чумацький Шлях

 

Чумацький Шлях є великою  спіральною галактикою з перемичкою діаметром близько 30 кілопарсек (або 100 000 світлових років) і товщиною 1000 світлових років (до 3000 в районі балджа). Сонце з Сонячною системою знаходяться всередині галактичного диску, наповненого пилом, що поглинає світло. Тому на небі ми бачимо смугу зірок, але клоччасту, що нагадує згустки молока. Через поглинання світла Чумацький Шлях як галактика вивчений не до кінця: не побудована крива обертання, до кінця не з'ясований морфологічний тип, невідоме число спіралей і т. д. Галактика містить близько 3×1011 зірок, а її загальна маса становить близько 3×1012 мас Сонця.

Велику роль у вивченні Чумацького Шляху відіграють дослідження  скупчень зірок — відносно невеликих  гравітаційно зв'язаних об'єктів, що містять від сотень до сотень тисяч зірок. Їх гравітаційна зв'язаність, ймовірно, викликана єдністю походження. Тому, виходячи з теорії еволюції зірок і знаючи розташування зірок скупчення на діаграмі Герцшпрунга — Рассела, можна розрахувати вік скупчення. Скупчення поділяються на розсіяні і кулясті.

  Кулясті — старі  зоряні скупчення, що мають  кулясту форму, концентруються  до центру Галактики. Окремі  кулясті скупчення можуть мати  вік понад 12 млрд років.

  Розсіяні — відносно  молоді скупчення, мають вік  до 2 млрд років, в деяких ще йдуть процеси зореутворення. Найяскравіші зірки розсіяних скупчень — молоді зірки спектральних класів B або A, а в самих молодих скупченнях ще є блакитні надгіганти (клас O).

Внаслідок своїх невеликих (щодо космологічних масштабів) розмірів, зоряні скупчення безпосередньо  можуть спостерігатися лише в Галактиці  і її найближчих сусідах.

Ще один тип об'єктів, доступний  для спостереження тільки в околицях Сонця, — подвійні зірки. Значимість подвійних зірок для дослідження  різних процесів, що відбуваються в  галактиці, пояснюється тим, що завдяки  їм можливо визначити масу зірки, саме в них можна вивчити процеси  акреції. Нові та наднові типу Ia — це теж результат взаємодії зірок в подвійних системах, званих тісними подвійними системами.

Історія вивчення галактики

 

1610 року Галілео Галілей  за допомогою телескопа виявив, що Чумацький Шлях складається  з величезної кількості слабких  зір. У трактаті 1755 року, заснованому  на роботах Томаса Райта Іммануїл Кант припустив, що Чумацький Шлях може бути обертовим тілом, яке складається з величезної кількості зір, що утримуються гравітаційною взаємодією, подібно до Сонячної системи, але у більших масштабах. Якщо спостерігати таку Галактику зсередини, на нічному небі диск буде помітно як світлу смугу. Кант висловив припущення, що деякі з туманностей, видимих на нічному небі, також можуть бути окремими галактиками.

До кінця XVIII століття Шарль  Мессьє склав каталог, що містив 109 яскравих туманностей. Від часу публікації каталогу до 1924 року тривали суперечки про природу цих туманностей.

Вільям Гершель висловив припущення, що туманності можуть бути далекими зоряними системами, подібними до Чумацького Шляху. 1785 року він спробував визначити форму і розміри Чумацького Шляху і розташування в ньому Сонця, використовуючи метод «черпків» — підрахунку зір за різними напрямками. 1795 року, спостерігаючи планетарну туманність  
NGC 1514, він виразно побачив у її центрі одиночну зірку, оточену туманною речовиною. Існування справжніх туманностей, таким чином, не підлягало сумніву, і не було необхідності вважати, що всі туманні плями — далекі зоряні системи.

 

Об'єкт M31, галактика Андромеда. Рисунок Мессьє

До середини XIX століття Джон Гершель, син Вільяма Гершеля, відкрив ще 5000 туманних об'єктів. Побудований на їх основі розподіл став головним аргументом проти припущення, що вони є далекими «острівними всесвітами», подібними до нашої системи Чумацького Шляху. Було виявлено, що існує «зона уникнення» — ділянка, на якій немає (або майже немає) подібних туманностей. Ця зона розташована поблизу площини Чумацького Шляху і це явище було інтерпретовано як зв'язок туманностей із системою Чумацького Шляху. Поглинання світла, найсильніше у площині Галактики, було ще невідоме.

Після побудови свого телескопа 1845 року Вільям Парсонс зміг побачити відмінності між еліптичними і спіральними туманностями. У деяких із цих туманностей він зміг виділити й окремі джерела світла.

1865 року Вільям Хеггінс вперше отримав спектр туманностей. Характер емісійних ліній туманності Оріона ясно свідчив про її газовий склад, але спектр туманності Андромеди (M31 за каталогом Мессьє) був безперервним, як у зір. Хеггінс зробив висновок, що такий вигляд спектру M31 викликано високою щільністю і непрозорістю газової складової.

На початку XX століття Весто Мелвін Слайфер пояснив спектр туманності Андромеди відбиттям світла центральної зірки (зіркою він помилково вважав ядро галактики). Такий висновок було зроблено на підставі фотографій, отриманих Джеймсом Кілером на 36-дюймовому рефлекторі. Загалом було виявлено 120 000 слабких туманностей. Спектр (там, де його можна було отримати) був відбивним. Як відомо зараз, це були спектри відбивних туманностей (здебільшого — пилових) навколо Плеяд.

1910 року Джордж Річі  на  
60-дюймовому телескопі обсерваторії Маунт-Вілсон отримав знімки, на яких було видно, що спіральні гілки великих туманностей всипані зіркоподібними об'єктами, але зображення багатьох з них були нерізкі, туманні. Це могли бути і компактні туманності, і зоряні скупчення, і декілька зображень зірок, що злилися разом.

У 1912–1913 роках була відкрита залежність «період — світність» для цефеїди (цефеїда — назва класу пульсуючих зір гігантів та надгігантів).

 

Фотографія M31, 1899 р.

 

1920 року відбулася «Велика  суперечка» між Харлоу Шеплі і Гебером Кертісом. Сутність суперечки полягала у вимірі відстані до Магелланових Хмар за цефеїдами та оцінюванні розміру Чумацького Шляху. Застосовуючи вдосконалений варіант методу «черпків», Кертіс зробив висновок про існування порівняно невеликої (діаметром близько 15 кілопарсек) сплющеної галактики із Сонцем поблизу центру, а також про невелику відстань до Магелланових Хмар. Шеплі, ґрунтуючись на підрахунку кулястих скупчень, подав зовсім іншу картину — Сонце перебуває досить далеко від центру плоского диска діаметром близько 70 кілопарсек, відстань до Магелланових Хмар виходила приблизно такою ж. Підсумком суперечки став висновок про необхідність ще одного незалежного вимірювання.

1924 року на 100-дюймовому  телескопі Едвін Габбл знайшов у туманності Андромеди  
36 цефеїд і виміряв відстань до них. Відстань виявилася величезною (хоча обчислена Хабблом величина була втричі меншою за сучасну). Це підтвердило, що туманність Андромеди — не частина Чумацького Шляху. Існування галактик було доведено, і «Велику суперечку» вирішено.

Сучасна будова нашої Галактики  з'ясувалася 1930 року, коли Роберт Джуліус Трюмплер виміряв ефект поглинання світла, вивчаючи розподіл розсіяних зоряних скупчень, що концентруються в площині Галактики.

1936 року Габбл побудував класифікацію галактик, яка використовується і сьогодні та називається послідовністю Габбла.

1944 року Гендрік ван де Гулст передбачив існування радіовипромінювання міжзоряного атомарного водню із довжиною хвилі 21,2 см, яке було виявлено 
1951 року. Це випромінювання, що не поглинається пилом, дозволило додатково вивчити Галактику завдяки доплерівському зсуву. Спостереження призвели до побудови моделі з перемичкою в центрі Галактики. Згодом розвиток радіотелескопів дозволив відстежувати рух водню і в інших галактиках. У 1970-х роках стало зрозуміло, що загальна видима маса галактик (що складається з маси зір і міжзоряного газу), не пояснює швидкості обертання газу. Це призвело до висновку про існування темної матерії.

Нові спостереження, здійснені  на початку 1990-х років на космічному телескопі «Габбл», довели, що темна матерія в нашій Галактиці не може складатися з одних лише слабких і малих зір. На ньому також було отримано зображення далекого космосу, що одержали назви Hubble Deep Field і Hubble Ultra Deep Field, що довели існування в нашому Всесвіті сотень мільярдів галактик.

Сонячна система

 

Сонячна  система —  планетна система, що включає в себе центральну зірку — Сонце , і всі  природні космічні об'єкти, що обертаються  навколо Сонця.

Загальний опис

 

Сонячна система входить  до складу Чумацького Шляху.

Основна роль у Сонячній системі належить Сонцю. Його маса приблизно  в 750 разів перевищує масу всіх інших  тіл, що входять до системи. Гравітаційне тяжіння Сонця є визначальною силою для руху всіх тіл Сонячної системи, які обертаються навколо  нього. Середня відстань від Сонця  до найдальшої від нього планети  Нептун становить 30 а.о., тобто 4,5 млрд км, що дуже мало в порівнянні з відстанями до найближчих зір. Тільки деякі комети віддаляються від Сонця на 1015 а.о. і можуть відчувати істотний вплив тяжіння інших зір.

Чотири менші внутрішні  планети: Меркурій, Венера, Земля та Марс, звані також планетами земної групи, складаються в основному  з силікатів та металів. Чотири зовнішні планети: Юпітер, Сатурн, Уран та Нептун, звані також газовими гігантами, значною мірою складаються з  водню та гелію та набагато масивніші, ніж планети земної групи.

У Сонячній системі є дві  області, заповнені малими тілами. Пояс астероїдів, що знаходиться між Марсом і Юпітером, подібний за складом  до планет земної групи, оскільки складається  з силікатів і металів. Найбільшими  об'єктами пояса астероїдів є Церера, Паллада та Веста. За орбітою Нептуна розташовуються транснептунові об'єкти, що складаються з замерзлої води, аміаку та метану, найбільшими з яких є Седна, Хаумеа, Макемаке та Ерида. Додатково до тисяч малих тіл в цих двох областях інші різноманітні малі тіла, такі як комети, метеороїди та космічний пил, переміщуються по Сонячній системі.

Шість планет з восьми і  три карликові планети оточені  природними супутниками. Кожна з  зовнішніх планет оточена кільцями пилу та інших частинок.

 

Церера

 

Веста

 

Хаумеа

Склад Сонячної системи

 

Сонце

Міжпланетна середовище

Внутрішня область Сонячної системи

Планети земної групи

1. Меркурій

2. Венера

3. Земля

Місяць

4. Марс

Супутники Марса

Пояс астероїдів

 Церера

Зовнішня область Сонячної системи

Планети-гіганти

5. Юпітер

супутники Юпітера

кільця Юпітера

6. Сатурн

супутники Сатурна

кільця Сатурна

7. Уран

супутники Урана

кільця Урана

8. Нептун

супутники Нептуна

кільця Нептуна

 

Комети

Кентаври

Транснептунові об'єкти

пояс Койпера

Хаумеа

супутники Хаумеа

Макемаке

розсіяний диск

Еріда

дисномії

Віддалені області

геліосфера

хмара Оорта

Седна

Сонце (лат. Sol) — єдина зоря в Сонячній системі. Земля та сім інших планет обертаються навколо Сонця. Крім них навколо Сонця обертаються комети, астероїди та інші дрібні об'єкти.

Маса Сонця становить 99,866% від загальної маси всієї  Сонячної системи. Сонячне випромінювання підтримує життя на Землі (фотони необхідні для початкових стадій процесу фотосинтезу), визначає клімат. Сонце складається з водню (~73% від маси і ~92% від об'єму), гелію (~ 25% від маси і ~ 7% від обсягу) та інших  елементів з меншою концентрацією: заліза, нікелю, кисню, азоту, кремнію, сірки, магнію, вуглецю, неону, кальцію  та хрому. Середня щільність Сонця  становить 1,4 г/см³, тобто дорівнює щільності води в Мертвому морі. За спектральною класифікацією Сонце належить до класу G2V («жовта зоря головної послідовності»). Температура поверхні Сонця становить близько 6000 К. Сонце світить майже білим світлом, але через сильніше розсіювання і поглинання короткохвильової частини спектра атмосферою Землі пряме світло Сонця біля поверхні нашої планети набуває певного жовтого відтінку. Якщо небо ясне, то блакитний відтінок розсіяного світла складається з жовтуватим прямим сонячним світлом і загальне освітлення об'єктів на Землі стає білим.