галактика

ГАЛАКТИКИ - Яндекс.Словари

ГАЛАКТИКИ. ИЗ ИСТОРИИ ОТКРЫТИЯ Галактики гигантские астральные острова, находящиеся за пределами нашей звездной системы (нашей Галактики). Идея о том, что наша Галактика не заключает в себя тяни астральный мир и существуют прочие, 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 прочие астральные системы выглядят что далекие гигантские скопления звезд. ГАЛАКТИКИ - Яндекс.Словари натурально было предположить, что экими "внешними" галактиками изображают ясные мглистые пятна низенькой яркости, раскрытые астрономами на небе, когда в их распоряжении зародились хватит крупные телескопы. Английский астроном в конце 18 в. смог с помощью возвещенного им большого телескопа первым "разложить" на отдельные звезды отдельный из таких туманностей. Впоследствии угодило, что они изображают звездными скоплениями, какие смотрят нашей Галактике. Другие же (включая большую Туманность Андромеды) не разрешались на звезды, и было незнаемо, смотрят ли они к нашей Галактике или покоятся за ее пределами. Позднее, в конце 19 в., выяснилось, что натура наблюдаемых ясных пятен вообще не одинакова, отдельный из них, подлинно, могут быть дальними астральными скоплениями, а другие обладают спектр, специфический для газа, а не для звезд, а, значит, изображают облаками нагретого межзвездного газа. В половине 19 в. было впервой выявлено наличие спиральной структуры у некоторых туманностей (лорд Росс, Великобритания). Но их звездная натура еще долгое минута оставалась недоказанной. На помога очувствовалась фотография. В начале 20 в. американскому астроному Дж.Ричи с помощью нового 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) такового длинного качества, что на них можно было рассмотреть изображения громадного числа страшно маломощных звезд. Но поскольку никто не мог провещать, к каким молодчикам смотрят эти звезды, открытие Ричи не решило проблема о расстоянии, а значит, и о природе исследуемых объектов. бесповоротно этот проблема была постановлена в 1924, когда американский астроном , провождя наблюдения на новом инструменте 2,5-метровом рефлекторе, выявил 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 веско показали, что наблюдавшиеся астральные системы будут отдаленно за пределами нашей Галактики. С этого времени стало вероятным говорить о рождении нового 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 изображают самыми недалекими к нам галактиками: дистанция до них ок. 150 тыс. св. лет. Пространство между галактиками сквозисто, что позволяет следить страшно дальние объекты. нынешним крупным телескопам потенциально доступны для наблюдения более биллиона далеких галактик, однако, большинство из них еле-еле заметны и видны лишь что крошечные пятнышки размером в несколько угловых секунд, нередко по виду с трудом отличимые от слабых звезд нашей Галактики. Поэтому нынешние понятия о галактиках основаны на изучении нескольких десятков тысяч сравнительно близких объектов, какие могут быть исследованы более детально. начальный каталог, заключающий 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 угодило галактиками, остальные ясными газовыми туманностями и звездными скоплениями нашей Галактики. Объекты Мессье до сих пор обозначаются номерами его каталога (например, туманность Андромеды владеет обозначение М31). Одним из более обширных каталогов, номерами из которых нередко помечают галактики, изображает New General Catalogue (NGC), основы коего заложили английские астрономы Вильям Гершель и его сын Джон Гершель. сообща с добавлением к нему (Index Catalogues, или IC) каталог NGC охватывает координаты более 13 тыс. объектов. труд по составлению более детальных каталогов галактик была существенно расширена несколькими изданиями Реферативного каталога броских галактик Ж. де Вокулера с сотрудниками. Более пространные, 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 заключают 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 полдневного неба по фотографиям, полученным с помощью широкоугольных камер Шмидта Европейской полуденной обсерватории в Чили и в Австралии. Со временем зародились 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 каким, что правило, стоит аббревиатура (сокращенное до нескольких букв название) отвечающего каталога. Обозначения галактик по разным каталогам сообща с обширной информацией об их наблюдаемых свойствах можно найти, настолько, в . коллективные 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 несравнимо их превосходят: диаметр даже самых минимальных галактик составляет несколько тысяч св. лет. Размеры гигантских галактик в сотни раз знатнее. Галактики не имеют крутых граней, их яркость полегоньку спадает с удалением от центра наружу, почему понятие размера не является жестко установленным. зримый размер галактик зависит от возможности телескопа выделить их внешние области, обладающие низкорослую яркость, на фоне свечения ночного неба, какое никогда не бывает безотносительно черным. В его некрепком 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 границу условно принимается обусловленный степень неглубокой яркости, или, что заявляют, найденная изофота (так кличут линию, вдоль которой неглубокая яркость владеет беспрестанное значение). Часто в качестве такового порогового значения яркости принимается 25 звездная размер с квадратной угловой секунды в фотографической области спектра. Соответствующая ей яркость в десятки одинехонек басистее яркости ночного, ничем не "подсвеченного" неба. Яркость центральных областей галактик может быть в несколько сотен одинехонек тоньше порогового значения. Светимость галактик (т.е. пышная мощность излучения) меняется в еще знатных пределах, чем их размер от нескольких миллионов светимостей Солнца (L для галактик-гигантов. Эта величина образцово отвечает всеобщему числу звезд в галактике или ее полной массе. Светимость галактик такового фрукта как наша Галактика составляет несколько десятков миллиардов светимостей Солнца. Однако у одной и той же галактики она может здоровуще разниться в зависимости от диапазона спектра, в котором ведется наблюдение. почему страшно величавую роль в изучении галактик играют наблюдения в различных интервалах длин волн. облик 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, что и их светимости, также могут разниться 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, что бы вложенных одинехонек в другой: ходко крутящийся астральный диск, толщина коего обычно составляет 1-2 тыс. св. лет, и медленно ворочающуюся сферическую (или сфероидальную) составляющую, яркость коей концентрируется не к плоскости диска, а к центру галактики. Внутренняя, наиболее живописная часть сферодального компонента зовется балдж (от англ. bulge вздутие), а внешняя пай низенькой яркости астральное гало . В центральной части массивных галактик нередко выделяется небольшой и быстро крутящийся околоядерный диск размером распорядка тысячи св.лет, кой также состоит из звезд и газа. таковская структурность галактик отражает сложный многоступенчатый норов их формирования. Есть галактики, в которых наблюдается исключительно одинехонек из двух основных компонентов: диск или сфероид. Помимо звезд с разными массами, химическим составом и возрастом, всякая галактика охватывает разреженную и слегка намагниченную межзвездную среду (газ и пыль), пронизываемую высокоэнергичными капельками (космическими лучами). сравнительная масса, доводящаяся на долю межзвездной сферы, что 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 доминировать по массе над звездами). Содержание газа в галактике это страшно существенная характеристика, от которой во многом зависит активность происходящих в галактиках процессов и, прежде итого, процесс образования звезд. МОРФОЛОГИЧЕСКАЯ группировка И СТРУКТУРА ГАЛАКТИК Многообразие созерцаемых конфигураций галактик вызвало у астрономов вожделение свести похожие объекты и разбить галактики на ряд классов по их внешнему виду (по морфологии). В основе наиболее нередко используемой морфологической классификации галактик возлежит 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 что эллиптические или овальные пятна, не слишком здоровуще вытянутые, яркость внутри каких плавно уменьшается с расстоянием от центра. примечательный диск в них отсутствует, алкая дословные фотометрические измерения в некоторых случаях позволяют заподозрить его существование. результаты пыли или газа в них также редкостно 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 коего начинаются спиральные ветви. экие галактики обозначаются SB. На фотографиях, полученных в лучах видимой 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 отчетливыми по форме. У спиральных галактик, созерцаемых с ребра, спиральные рукава не видны, но тип галактики можно установить по относительной яркости балджа и диска. Между молодчиками Е и S находится субчик линзовидных галактик (S0). что и S-галактики, они обладают звездным диском и балджем, но в них дудки спиральных ветвей (хотя бар может быть). сообразовывается, чт

Похожие записи:

галактика

галактика

ГАЛАКТИКИ - Яндекс.Словари

Последнии записи

Популярные записи