галактика

ГАЛАКТИКИ

Галактики – гигантские астральные острова, находящиеся за пределами нашей астральной системы (нашей Галактики). Идея о том, что наша Галактика не заключает в себя тяни астральный мир и бытуют прочие, схожие с ней астральные системы, впервинку была высказана учеными и философами в средине 18 в. ( Э.Сведенборг в Швеции, И.Кант в Германии, Т.Райт в Англии). На небе прочие астральные системы выглядят будто дальние гигантские скопления звезд. натурально было предположить, что этакими «внешними» галактиками воображают ясные мглистые пятна низенькой яркости, разинутые астрономами на небе, когда в их распоряжении предстали полно крупные телескопы. Английский астроном В.Гершель в шабаше 18 в. смог с подмогой возвещенного им предельного телескопа первым «разложить» на розные звезды кое-какие из таковских туманностей. Впоследствии угодило, что они воображают астральными скоплениями, какие глядят нашей Галактике. прочие же туманности (включая большущую Туманность Андромеды) не позволили на звезды, и было незнакомо, глядят ли они к нашей Галактике или покоятся за ее пределами. Позднее, в шабаше 19 в., выяснилось, что естество созерцаемых ясных пятен вообще не равновелика, кое-какие из них, взаправду, могут быть дальними астральными скоплениями, а прочие располагают спектр, специфический для газа, а не для звезд, а, значит, воображают облаками нагретого межзвездного газа. В средине 19 в. было впервинку выявлено наличие спиральной структуры у кое-каких туманностей (лорд Росс, Великобритания). однако их астральная естество еще продолжительное времена оставалась недоказанной. На поддержка очувствовалась снимок. В начале 20 в. американскому астроному Дж.Ричи с подмогой свежего телескопа с диаметром 1,5 м на обсерватории Маунт Вильсон впервинку удалось, используя долгие экспозиции, получить фотографии нескольких мглистых пятен (включая туманности в Андромеде и в Треугольнике) такового торжественного качества, что на них можно было рассмотреть изображения предельного числа дьявольски слабосильных звезд. однако поскольку никто не мог взговорить, к каким субъектам глядят эти звезды, открытие Ричи не разрешило спрос о расстоянии, а значит, и о натуре исследуемых объектов. бесповоротно этот проблема была постановлена в 1924, когда американский астроном Э.Хаббл , провождя наблюдения на свежем инструменте – 2,5-метровом рефлекторе, вскрыл в туманностях Андромеды и Треугольника звезды ведомого субъекта – цефеиды ( см . ). дистанция до этих переменных звезд астрономы уже умели определять по характерной для них подчиненности «период–светимость». И желая впоследствии выяснилось, что полученные Хабблом расстояния более чем вдвое мельче действительных, его оценки доказательно показали, что наблюдавшиеся астральные системы будут далече за пределами нашей Галактики. С этого времени стало вероятным толковать о рождении свежего разоблачила науки – внегалактической астрономии. безоружному глазу доступно итого три галактики – туманность Андромеды в полнощном полушарии и немаленькое и Малое Магеллановы Облака – в полуденном. Магеллановы облака воображают самыми задушевными к нам галактиками: дистанция до них ок. 150 тыс. св. лет. Пространство между галактиками сквозисто, что позволяет созерцать дьявольски дальние объекты. теперешним крупным телескопам потенциально доступны для наблюдения более биллиона отдаленных галактик, однако, большинство из них кое-как броски и виданы лишь будто крошечные пятнышки размером в несколько угловых секунд, дробно по виду с трудом отличимые от слабосильных звезд нашей Галактики. почему теперешние понятия о галактиках основаны на изучении нескольких десятков тысяч сравнительно интимных объектов, какие могут быть исследованы более детально. первоначальный каталог, охватывающий информацию о положении на небе более ста мглистых пятен, был составлен французским астрономом, специализировавшимся на розыске комет, Шарлем Мессье в 18 в. Большинство зарегистрированных им пятен впоследствии угодило галактиками, другие – ясными газовыми туманностями и астральными скоплениями нашей Галактики. Объекты Мессье до сих пор обозначаются номерами его каталога (например, туманность Андромеды владеет обозначение М31). Одним из более широких каталогов, номерами из каких дробно помечают галактики, являет New General Catalogue (NGC), основы какого заложили английские астрономы Вильям Гершель и его сын Джон Гершель. совместно с добавлением к нему (Index Catalogues, или IC) каталог NGC включает координаты более 13 тыс. объектов. труд по составлению более доскональных каталогов галактик была существенно расширена несколькими изданиями Реферативного каталога ослепительных галактик Ж. де Вокулера с сотрудниками. Более пространные, однако менее информативные каталоги, основанные на просмотре фотографических пластинок Обзора неба, полученных на 1,2-метровой камере Шмидта Паломарской обсерватории, были опубликованы еще ранее Ф.Цвикки в США (Каталог Цвикки), П.Нильсоном в Швеции (каталог UGC) и Б.А.Воронцовым-Вельяминовым в СССР (Морфологический каталог галактик). Они кормят координаты, астральные величины, угловые размеры и кое-какие прочие параметры для нескольких десятков тысяч галактик настолько до 15-й астральной величины. Позднее был прочерчен аналогичный обозрение и для полдневного неба – по фотокарточкам, полученным с подмогой широкоугольных камер Шмидта Европейской полуденной обсерватории в Чили и в Австралии. Со временем предстали неисчислимые более специализированные атласы и каталоги галактик, обладающих теми или другими свойствами, в том числе составленные по наблюдениям в радио, рентгеновском или инфракрасном диапазонах спектра. Одна и та же галактика под по-различными номерами может входить в неодинаковые каталоги. За исключением небольшого числа объектов, галактики не располагают собственных имен. всякой отвечает цифровое обозначение, перед каким, будто правило, стоит аббревиатура (сокращенное до нескольких букв название) отвечающего каталога. Обозначения галактик по различным каталогам совместно с пространной информацией об их созерцаемых свойствах можно найти, показательно, в базе настоящих НАСА по внегалактическим объектам на сайте . Галактики – сложные по составу и структуре системы. Самые незначительные из них по числу звезд сопоставимы с здоровыми астральными скоплениями в нашей Галактике, однако по размерам они стократ их превосходят: диаметр даже самых минимальных галактик составляет несколько тысяч св. лет. Размеры гигантских галактик в сотни одинешенек вяще. Галактики не располагают пронзительных граней, их яркость исподволь спадает с удалением от фокуса наружу, почему понятие размера не являет жестко обусловленным. зримый размер галактик зависит от возможности телескопа выделить их внешние области, владеющие толстую яркость, на фоне свечения ночного неба, кое отроду не случается безусловно черным. В его легком свете «тонут» периферийные части галактик. теперешняя техника позволяет фиксировать области галактик с яркостью менее 1% от яркости ночного неба. Для объективной оценки размеров галактик за их межу условно принимается найденный степень неглубокой яркости, или, будто изъясняются, найденная изофота (так величают линию, вдоль коей неглубокая яркость владеет стабильное значение). дробно в качестве такового порогового значения яркости принимается 25 астральная размер с квадратной угловой секунды в фотографической области спектра. отвечающая ей яркость в десятки одинешенек малорослее яркости ночного, ничем не «подсвеченного» неба. Яркость центральных зон галактик может быть в несколько сотен одинешенек рослее порогового значения. Светимость галактик (т.е. сдобная мощность излучения) меняется в еще максимальных пределах, чем их размер – от нескольких миллионов светимостей Солнца (L для галактик-гигантов. Эта размер показательно отвечает тотальному числу звезд в галактике или ее пышной массе. Светимость галактик такового субъекта будто наша Галактика составляет несколько десятков биллионов светимостей Солнца. Однако у одной и той же галактики она может здоровуще выдаваться в подчиненности от диапазона спектра, в каком ведется наблюдение. почему дьявольски значительную роль в изучении галактик исполняют наблюдения в неодинаковых интервалах длин волн. зрелище галактик неузнаваемо меняется при переходе от одного спектрального диапазона к прочему – от радиоволн к гамма-лучам. Это связано с тем, что основной лепта в излучение галактик на неодинаковых длинах волн вносят объекты по-различной природы. Массы галактик, будто и их светимости, также могут выдаваться на несколько распорядков – от значений, характерных для крупных шаровых астральных скоплений (миллионы масс Солнца) до тысячи биллионов масс Солнца у кое-каких эллиптических галактиках. Галактики – это прежде итого астральные системы; собственно со звездами связано их оптическое излучение. Пространственно звезды образуют два основных структурных компонента галактики, будто бы вложенных одинешенек в другой: скоро вертящийся астральный диск, толщина какого обыкновенно составляет 1–2 тыс. св. лет, и неторопливо крутящуюся сферическую (или сфероидальную) составляющую, яркость коей концентрируется не к плоскости диска, а к фокусу галактики. Внутренняя, наиболее живописная часть сферодального компонента зовется балдж (от англ. bulge – вздутие), а наружная часть низенькой яркости – астральное гало . В центральной части массивных галактик дробно выделяется небольшой и скоро вертящийся околоядерный диск размером распорядка тысячи св.лет, кой также заключается из звезд и газа. таковая структурность галактик отражает сложный многоступенчатый норов их формирования. лопать галактики, в каких наблюдается токмо одинешенек из двух основных компонентов: диск или сфероид. Помимо звезд с различными массами, химическим составом и годом, всякая галактика включает разреженную и слегка намагниченную межзвездную среду (газ и пыль), пронизываемую высокоэнергичными каплями (космическими лучами). сравнительная масса, приводящаяся на долю межзвездной сферы, будто и мощность радиоизлучения, также глядят к существеннейшим созерцаемым характеристикам галактик. сдобная масса межзвездного вещества здоровуще меняется от одной галактики к прочий и обыкновенно составляет от нескольких десятых долей процента до 50% суммарной массы звезд (в неплотных случаях газ может даже превалировать по массе над звездами). Содержание газа в галактике – это дьявольски величественная характеристика, от коей во многом зависит активность происходящих в галактиках процессов и, прежде итого, – процесс образования звезд. Многообразие созерцаемых конфигураций галактик затребовало у астрономов жажда спаять похожие объекты и разгромить галактики на шеренга классов по их наружному виду (по морфологии). В основе наиболее дробно используемой морфологической систематизации галактик валяется схема, предложенная Э.Хабблом в 1925 и раскрученная им в 1936. Галактики разделяются на несколько основных классов: эллиптические (Е), спиральные (S) линзовидные (S0) и неточные (Irr). E-галактики выглядят будто эллиптические или овальные пятна, не чересчур здоровуще вытянутые, яркость внутри каких пластично уменьшается с расстоянием от фокуса. броский диск в них отсутствует, желая аккуратные фотометрические измерения в кое-каких случаях позволяют заподозрить его существование. результаты пыли или газа в них также уникально встречаются. По степени сплюснутости Е-галактики разделяются на несколько подклассов – от Е0 (круглые) до Е6 (вытянутые). Цифра, стоящая после буквы «Е», характеризует видаемую сплюснутость галактики. Она показательно равновелика касательству 10·(a–b)/a , где a и b – соответственно немалая и малая оси эллипса, описывающего галактику. В спиральных (S) галактиках выделяется центральное сгущение звезд – «балдж», и протяженный астральный диск, в каком (если он токмо не обернут к наблюдателю «ребром») наблюдаются спиральные ветви. Различают спиральные галактики без перемычки и с перемычкой. В остатнем случае в центральной части галактики звезды образуют вытянутую структуру – бар, за пределами какого начинаются спиральные ветви. таковские галактики обозначаются SB. На карточках, полученных в лучах видаемой части спектра, бары броски не менее чем у трети всех S-галактик. В инфракрасных лучах их можно выявить у еще вящего числа галактик. Спиральные галактики также делятся на подклассы: Sa, Sb, Sc, Sd, а для галактик с баром – SBa, SBb, SBc, SBd. Вдоль последовательности от а до d уменьшается яркость балджа, а спиральные ветви становятся все более клочковатыми, более «развернутыми» и менее внятными по фигуре. У спиральных галактик, созерцаемых с ребра, спиральные рукава не виданы, однако молодчик галактики можно учредить по сравнительной яркости балджа и диска. Между субчиками Е и S будет молодчик линзовидных галактик (S0). будто и S-галактики, они обладают астральным диском и балджем, однако в них нету спиральных ветвей (хотя бар может быть). сообразовывается, что это галактики, какие в отдаленном прошедшем были спиральными, однако к взаправдашнему времени почитай целиком «потеряли» или израсходовали межзвездный газ, а совместно с ним – и способность образовывать интенсивные спиральные ветви. Irr-галактики не обладают упорядоченной структурой, в них нету спиральных ветвей, желая они и кормят внутри себя интенсивные области неодинаковых размеров (как правило, это области интенсивного звездообразования). Балдж в этих галактиках дьявольски невелик или решительно отсутствует. Несколько процентов созерцаемых галактик не укладывается в нарисованную классификационную схему, их величают пекулярными. обыкновенно это галактики, фигура каких перекривлена здоровенным взаимодействием с соседними галактиками, или же обладающие необычной структурой – показательно, полярным кольцом, обращающимся в плоскости, перпендикулярной плоскости астрального диска. В розную группу выделяются карликовые галактики – небольшие по размеру, светимость каких в тысячи одинешенек мельче, чем у таковских галактик будто наша или туманность Андромеды. Это самый бесчисленный класс галактик, однако из-за низенькой светимости их нелегко выявить на крупном расстоянии. Размер лилипутов обыкновенно не превосходит нескольких килопарсек ( см . ). Среди них также встречаются эллиптические dE, спиральные dS (очень редко), и неточные (dIrr). азы d (от английского dwarf – карлик) помечает принадлежность к карликовым системам. Было также выявлено два субъекта лилипутов, какие утилитарны не располагают аналогов среди галактик возвышенной светимости. Это – карликовые сфероидальные системы (dSph) и карликовые небесные компактные галактики (dBCG). Первые похожи на шаровые астральные скопления, усиленные по объему в тысячи одинешенек. таковские галактики – рекордсмены по низенькой неглубокой яркости среди лилипутов, какая даже во внутренней облас

Похожие записи:

галактика

галактика

ГАЛАКТИКИ

Последнии записи

Популярные записи