Реферат світ галактик - банк рефератів, творів, доповідей, курсових і дипломних робіт
Галактики - гігантські зоряні острови, що знаходяться за межами нашої зоряної системи (нашої Галактики). Вони дуже різноманітні за своїми розмірами, зовнішнім виглядом і складом. Різниця меду галактиками різних типів пояснюється як різними умовами формування, так і еволюційними змінами, що відбулися за мільярди років їх життя.
Простір між галактиками прозоро, що дозволяє спостерігати дуже далекі об'єкти. Неозброєному оку доступно всього три галактики - туманність Андромеди в північній півкулі і Велике і Мале Магелланові Хмари - в південному. Магелланові хмари є найближчими до нас галактиками: відстань до них близько 150 тис. Св. років. Сучасним великим телескопам потенційно доступні для спостереження понад мільярд далеких галактик, однак, більшість з них ледь помітні і видно лише як крихітні цятки розміром в кілька кутових секунд, часто з вигляду насилу відрізняються від слабких зірок нашої Галактики. Тому сучасні уявлення про галактиках засновані на вивченні декількох десятків тисяч порівняно близьких об'єктів, які можуть бути досліджені більш детально.
Вивчення галактик дуже важливо, так як це може пояснити походження Всесвіту, зірок, нашої планети.
З ІСТОРІЇ ВІДКРИТТЯ
Ідея про те, що наша Галактика не укладає в себе весь зоряний світ і існують інші, подібні до неї зоряні системи, вперше була висловлена вченими і філософами в середині 18 ст. (Е.Сведенборг в Швеції, І. Кант в Німеччині, Т.Райт в Англії). На небі інші зоряні системи виглядають як далекі гігантські скупчення зірок. Природно було припустити, що такими «зовнішніми» галактиками є світлі туманні плями низькій яскравості, відкриті астрономами на небі, коли в їх розпорядженні з'явилися досить великі телескопи. Англійський астроном В.Гершель в кінці 18 ст. зміг за допомогою побудованого їм великого телескопа першим «розкласти» на окремі зірки деякі з таких туманностей. Згодом виявилося, що вони є зоряними скупченнями, які належать нашій Галактиці. Інші ж туманності (включаючи велику Туманність Андромеди) не дозволяються на зірки, і було невідомо, чи належать вони до нашої Галактиці або лежать за її межами. Пізніше, в кінці 19 ст. з'ясувалося, що природа спостережуваних світлих плям взагалі не однакова, деякі з них, дійсно, можуть бути далекими зоряними скупченнями, а інші мають спектр, характерний для газу, а не для зірок, а, значить, є хмарами нагрітого міжзоряного газу.
В середині 19 ст. було вперше виявлено наявність спіральної структури у деяких туманностей (лорд Росс, Великобританія). Але їх зоряна природа ще довгий час залишалася недоведеною.
На допомогу прийшла фотографія. На початку 20 ст. американському астроному Дж.Річі за допомогою нового телескопа з діаметром 1,5 м на обсерваторії Маунт Вільсон вперше вдалося, використовуючи довгі експозиції, отримати фотографії кількох туманних плям (включаючи туманності в Андромеді і в трикутнику) такого високого якості, що на них можна було розглянути зображення великого числа дуже слабких зірок. Але оскільки ніхто не міг сказати, до яких типів належать ці зірки, відкриття Річі не вирішило питання про відстані, а значить, і про природу досліджуваних об'єктів. Остаточно цей проблема була вирішена в 1924 р, коли американський астроном Е. Хаббл, проводячи спостереження на новому інструменті - 2,5-метровому рефлекторі, виявив в туманностях Андромеди і Трикутника зірки знайомого типу - цефеїди.
Відстань до цих змінних зірок астрономи вже вміли визначати за характерною для них залежно «період-світність». І хоча згодом з'ясувалося, що отримані Хабблом відстані більш ніж удвічі менше дійсних, його оцінки переконливо показали, що спостерігалися зоряні системи знаходяться далеко за межами нашої Галактики. З цього часу стало можливим говорити про народження нового розділу науки - позагалактичної астрономії.
Перший каталог, що містить інформацію про становище на небі понад сто туманних плям, був складений французьким астрономом, що спеціалізувався на пошуку комет, Шарлем Мессьє в 18 ст. Більшість зареєстрованих їм плям згодом виявилося галактиками, решта - світлими газовими туманностями і зоряними скупченнями нашої Галактики. Об'єкти Мессьє досі позначаються номерами його каталогу (наприклад, туманність Андромеди має позначення М31). Одним з більш великих каталогів, номерами з яких часто позначають галактики, є New General Catalogue (NGC), основи якого заклали англійські астрономи Вільям Гершель і його син Джон Гершель. Разом з додаванням до нього (Index Catalogues, або IC) каталог NGC містить координати більше 13 тис. Об'єктів.
Одна і та ж галактика під різними номерами може входити в різні каталоги. За винятком невеликого числа об'єктів, галактики не мають власних імен. Кожній відповідає цифрове позначення, перед яким, як правило, коштує абревіатура (скорочена до кількох літер назву) відповідного каталогу. Позначення галактик по різноманітних теках разом з різноманітною інформацією про їх спостережуваних властивостях можна знайти, наприклад, в базі даних НАСА по позагалактичних об'єктів на сайті.
ЗАГАЛЬНІ ВЛАСТИВОСТІ ГАЛАКТИК
Галактики - складні за складом і структурі системи. Найменші з них за кількістю зірок можна порівняти з великими зоряними скупченнями в нашій Галактиці, однак за розмірами вони значно перевершують: діаметр навіть найменших галактик становить кілька тисяч св. років. Розміри гігантських галактик в сотні разів більше.
Галактики не мають різких кордонів, їх яскравість поступово спадає з віддаленням від центру назовні, тому поняття розміру не є строго визначеним. Видимий розмір галактик залежить від можливості телескопа виділити їх зовнішні області, які мають низьку яскравість, на тлі світіння нічного неба, яке ніколи не буває абсолютно чорним. У його слабкому світлі «тонуть» периферійні частини галактик. Сучасна техніка дозволяє реєструвати області галактик з яскравістю менше 1% від яскравості нічного неба. Для об'єктивної оцінки розмірів галактик за їх кордон умовно приймається певний рівень поверхневої яскравості, або, як кажуть, певна ізофоти (так називають лінію, уздовж якої поверхнева яскравість має постійне значення). Часто в якості такого порогового значення яскравості приймається 25 зоряна величина з квадратної кутової секунди в фотографічної області спектра. Відповідна їй яскравість в десятки разів нижче яскравості нічного, нічим не «підсвіченого» неба. Яскравість центральних областей галактик може бути в кілька сотень разів вище порогового значення.
Світність галактик (тобто повна потужність випромінювання) змінюється в ще більших межах, ніж їх розмір - від декількох мільйонів светимостей Сонця (Lc) у найменших галактик до декількох сотень мільярдів Lc для галактик-гігантів. Ця величина приблизно відповідає загальній кількості зірок в галактиці або її повній масі. Світність галактик такого типу як наша Галактика становить кілька десятків мільярдів светимостей Сонця. Однак у однієї і тієї ж галактики вона може сильно відрізнятися в залежності від діапазону спектра, в якому ведеться спостереження. Тому дуже важливу роль у вивченні галактик грають спостереження в різних інтервалах довжин хвиль. Вид галактик невпізнанно змінюється при переході від одного спектрального діапазону до іншого - від радіохвиль до гамма-променів. Це пов'язано з тим, що основний внесок у випромінювання галактик на різних довжинах хвиль вносять об'єкти різної природи.
Об'єкти, що дають основний внесок у випромінювання галактики