галактика

ГАЛАКТИКИ - Яндекс.Словари

ГАЛАКТИКИ. ИЗ ИСТОРИИ ОТКРЫТИЯ Галактики гигантские астральные острова, находящиеся за пределами нашей звездной системы (нашей Галактики). ГАЛАКТИКИ - Яндекс.Словари Идея о том, что наша Галактика не заключает в себя тяни астральный мир и существуют иные, сходные с ней астральные системы, впервой была высказана учеными и философами в середине 18 в. ( в Швеции, в Германии, Т.Райт в Англии). На небе иные астральные системы выглядят ровно далекие гигантские скопления звезд. природно было предположить, что таковскими "внешними" галактиками являют ясные мглистые пятна низенькой яркости, разинутые астрономами на небе, когда в их распоряжении народились хватает крупные телескопы. Английский астроном в конце 18 в. смог с помощью выстроенного им большого телескопа первым "разложить" на отдельные звезды отдельный из таких туманностей. Впоследствии угадало, что они являют звездными скоплениями, кои смотрят нашей Галактике. Другие же (включая большую Туманность Андромеды) не разрешались на звезды, и было незнакомо, смотрят ли они к нашей Галактике или возлежат за ее пределами. Позднее, в конце 19 в., выяснилось, что естество наблюдаемых ясных пятен вообще не одинакова, отдельный из них, подлинно, могут быть дальними астральными скоплениями, а другие обладают спектр, специфичный для газа, а не для звезд, а, значит, являют облаками нагретого межзвездного газа. В половине 19 в. было впервой найдено наличие спиральной структуры у некоторых туманностей (лорд Росс, Великобритания). Но их звездная естество еще долгое минута оставалась недоказанной. На помога очухалась фотография. В начале 20 в. американскому астроному Дж.Ричи с помощью свежеиспеченного телескопа с диаметром 1,5 м на обсерватории Маунт Вильсон впервые удалось, используя долгие экспозиции, получить фотографии нескольких мглистых пятен (включая туманности в Андромеде и в Треугольнике) таковского торжественного качества, что на них можно было рассмотреть изображения знатного числа больно маломощных звезд. Но поскольку никто не мог проронить, к каким субчикам смотрят эти звезды, открытие Ричи не решило проблема о расстоянии, а значит, и о природе исследуемых объектов. решительно этот проблема была постановлена в 1924, когда американский астроном , провождя наблюдения на новом инструменте 2,5-метровом рефлекторе, раскрыл в туманностях Андромеды и Треугольника звезды ведомого типа цефеиды ( ). дистанция до этих переменных звезд астрономы уже умели определять по характерной для них зависимости "период-светимость". И хотя впоследствии выяснилось, что полученные Хабблом расстояния более чем вдвое меньше действительных, его оценки доказательно показали, что наблюдавшиеся астральные системы будут дальне за пределами нашей Галактики. С этого времени стало мыслимым говорить о рождении свежеиспеченного разоблачила науки внегалактической астрономии. безоружному глазу доступно итого три галактики туманность Андромеды в северном полушарии и Большое и Малое Магеллановы Облака в южном. Магеллановы облака являют самыми закадычными к нам галактиками: дистанция до них ок. 150 тыс. св. лет. Пространство между галактиками сквозисто, что позволяет следить больно дальние объекты. нынешним крупным телескопам потенциально доступны для наблюдения более биллиона далеких галактик, однако, большинство из них навряд заметны и видны лишь ровно крошечные пятнышки размером в несколько угловых секунд, зачастую по виду с трудом отличимые от слабых звезд нашей Галактики. Поэтому нынешние зрелища о галактиках основаны на изучении нескольких десятков тысяч сравнительно близких объектов, кои могут быть исследованы более детально. первоначальный каталог, включающий информацию о положении на небе более ста мглистых пятен, был составлен французским астрономом, специализировавшимся на поиске комет, в 18 в. Большинство зарегистрированных им пятен впоследствии угадало галактиками, остальные ясными газовыми туманностями и звездными скоплениями нашей Галактики. Объекты Мессье до сих пор обозначаются номерами его каталога (например, туманность Андромеды обладает обозначение М31). Одним из более обширных каталогов, номерами из которых зачастую значат галактики, изображает New General Catalogue (NGC), основы какого заложили английские астрономы Вильям Гершель и его сын Джон Гершель. вкупе с добавлением к нему (Index Catalogues, или IC) каталог NGC заключает координаты более 13 тыс. объектов. труд по составлению более доскональных каталогов галактик была существенно расширена несколькими изданиями Реферативного каталога насыщенных галактик Ж. де Вокулера с сотрудниками. Более широкие, но менее информативные каталоги, основанные на просмотре фотографических пластинок Обзора неба, полученных на 1,2-метровой камере Шмидта Паломарской обсерватории, были опубликованы еще ранее в США (Каталог Цвикки), П.Нильсоном в Швеции (каталог UGC) и в СССР (Морфологический каталог галактик). Они вливают координаты, астральные величины, угловые размеры и некоторые другие параметры для нескольких десятков тысяч галактик приблизительно до 15-й астральной величины. Позднее был прочерчен аналогичный обозрение и для полуденного неба по фотографиям, полученным с помощью широкоугольных камер Шмидта Европейской полуденной обсерватории в Чили и в Австралии. Со временем народились бесчисленные 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 разными номерами может входить в разные каталоги. За исключением небольшого числа объектов, галактики не имеют собственных имен. всякой отвечает цифровое обозначение, перед коим, ровно правило, стоит аббревиатура (сокращенное до нескольких букв название) отвечающего каталога. Обозначения галактик по разным каталогам вкупе с обширной информацией об их наблюдаемых свойствах можно найти, хоть, в . сплошные СВОЙСТВА ГАЛАКТИК Галактики сложные по составу и структуре системы. Самые маленькие из них по числу звезд сопоставимы с большими астральными скоплениями в нашей Галактике, однако по размерам они стократ их превосходят: диаметр даже самых небольших галактик составляет несколько тысяч св. лет. Размеры гигантских галактик в сотни раз вяще. Галактики не имеют острых граней, их яркость помаленьку спадает с удалением от центра наружу, посему понятие размера не является сурово обусловленным. броский размер галактик зависит от возможности телескопа выделить их внешние области, владеющие короткую яркость, на фоне свечения ночного неба, кое никогда не бывает безусловно черным. В его маломощном свете "тонут" периферийные части галактик. нынешняя техника позволяет отмечать области галактик с яркостью менее 1% от яркости ночного неба. Для объективной оценки размеров галактик за их границу условно принимается установленный степень неглубокой яркости, или, ровно заявляют, найденная изофота (так именуют линию, вдоль которой неглубокая яркость обладает непрестанное значение). Часто в качестве таковского порогового значения яркости принимается 25 звездная размеры с квадратной угловой секунды в фотографической области спектра. Соответствующая ей яркость в десятки одинехонек приземистее яркости ночного, ничем не "подсвеченного" неба. Яркость центральных областей галактик может быть в несколько сотен одинехонек длиннее порогового значения. Светимость галактик (т.е. гладкая мощность излучения) меняется в еще вящих пределах, чем их размер от нескольких миллионов светимостей Солнца (L для галактик-гигантов. Эта величина образцово отвечает повальному числу звезд в галактике или ее полной массе. Светимость галактик таковского субъекта как наша Галактика составляет несколько десятков миллиардов светимостей Солнца. Однако у одной и той же галактики она может здоровуще выделяться в зависимости от диапазона спектра, в котором ведется наблюдение. посему больно величественную роль в изучении галактик играют наблюдения в различных интервалах длин волн. наружность галактик неузнаваемо меняется при переходе от одного спектрального диапазона к другому от радиоволн к гамма-лучам. Это связано с тем, что основной вклад в излучение галактик на различных длинах волн вносят объекты по-различной природы. Массы галактик, ровно и их светимости, также могут выделяться на несколько порядков от значений, характерных для крупных шаровых астральных скоплений (миллионы масс Солнца) до тысячи биллионов масс Солнца у некоторых эллиптических галактиках. Галактики это прежде итого астральные системы; именно со звездами связано их оптическое излучение. Пространственно звезды образуют два основных структурных компонента галактики, ровно бы вложенных одинехонек в другой: ходко вертящийся астральный диск, толщина какого обычно составляет 1-2 тыс. св. лет, и медленно кружащуюся сферическую (или сфероидальную) составляющую, яркость коей концентрируется не к плоскости диска, а к центру галактики. Внутренняя, наиболее ослепительная часть сферодального компонента зовется балдж (от англ. bulge вздутие), а внешняя пай низенькой яркости астральное гало . В центральной части массивных галактик зачастую выделяется небольшой и быстро вертящийся околоядерный диск размером режима тысячи св.лет, кой также состоит из звезд и газа. экая структурность галактик отражает сложный многоступенчатый норов их формирования. Есть галактики, в которых наблюдается единственно одинехонек из двух основных компонентов: диск или сфероид. Помимо звезд с разными массами, химическим составом и возрастом, всякая галактика заключает разреженную и слегка намагниченную межзвездную среду (газ и пыль), пронизываемую высокоэнергичными каплями (космическими лучами). сравнительная масса, приводящаяся на долю межзвездной сферы, ровно и мощность радиоизлучения, также относятся к важнейшим созерцаемым характеристикам галактик. Полная масса межзвездного вещества здоровуще меняется от одной галактики к другой и обычно составляет от нескольких десятых долей процента до 50% суммарной массы звезд (в редких случаях газ может даже превалировать по массе над звездами). Содержание газа в галактике это больно царственная характеристика, от которой во многом зависит активность происходящих в галактиках процессов и, прежде итого, процесс образования звезд. МОРФОЛОГИЧЕСКАЯ систематизация И СТРУКТУРА ГАЛАКТИК Многообразие созерцаемых конфигураций галактик вызвало у астрономов похоть сцементировать похожие объекты и разбить галактики на ряд классов по их внешнему виду (по морфологии). В основе наиболее зачастую используемой морфологической классификации галактик покоится схема, предложенная Э.Хабблом в 1925 и развитая им в 1936. Галактики разделяются на несколько основных классов: эллиптические (Е), спиральные (S) линзовидные (S0) и неправильные (Irr). E-галактики выглядят ровно эллиптические или овальные пятна, не слишком здоровуще вытянутые, яркость внутри каких плавно уменьшается с расстоянием от центра. броский диск в них отсутствует, желая буквальные фотометрические измерения в некоторых случаях позволяют заподозрить его существование. результаты пыли или газа в них также нечасто 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 образцово равна взаимоотношению 10g(a-b)/a , где a и b соответственно большая и малая оси эллипса, описывающего галактику. В спиральных (S) галактиках выделяется центральное сгущение звезд "балдж", и протяженный астральный диск, в котором (если он только не повернут к наблюдателю "ребром") наблюдаются спиральные ветви. Различают спиральные галактики без перемычки и с перемычкой. В финальном случае в центральной части галактики звезды образуют вытянутую структуру бар, за пределами какого начинаются спиральные ветви. таковые галактики обозначаются SB. На фотографиях, полученных в лучах видимой части спектра, бары примечательны 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 явственными по форме. У спиральных галактик, созерцаемых с ребра, спиральные рукава не видны, но тип галактики можно установить по относительной яркости балджа и диска. Между фруктами Е и S находится фигура линзовидных галактик (S0). ровно и S-галактики, они обладают звездным диском и балджем, но в них нету спиральных ветвей (хотя бар может быть). сообразовыва

Похожие записи:

галактика

галактика

ГАЛАКТИКИ - Яндекс.Словари

Последнии записи

Популярные записи