Определение размеров, расстояний и масс галактик

Классификация галактик и их спектры

В темную безлунную ночь в созвездии Андромеды можно различить даже невооруженным глазом слабое туманное пятнышко, называемое туманностью Андромеды на фотографиях, полученных при помощи телескопа оно оказывается большой звездной системой, имеющей спиральную структуру и, как уже упоминалось, во многом сходной с нашей Галактикой. При помощи телескопов сфотографировано очень много подобных объектов. Их назвали внегалактическими туманностями или галактиками.

Строение галактик изучают по их фотографиям; Несмотря на многообразие форм, основные элементы структуры галактик такие же, как и у нашей звездной системы. Большинство из них в центре имеет' более яркое уплотнение - центральное сгущение, в то время как внешние части во многих случаях имеют спиральное, строение иногда едва заметное, а иногда и ярко выраженное. По внешнему виду галактики делятся на эллиптические, спиральные, неправильные и пекулярные.

Эллиптические галактики (Е) имеют форму эллипсоидов без резких границ. Яркость плавно увеличивается от периферии к центру, а внутренняя структура, как правило, отсутствует.

Спиральные галактики (S) - наиболее многочисленны К ним принадлежит более половины наблюдаемых галактик. Типичными представителями являются наша Галактика и туманность Андромеды В отличие от эллиптических галактик, в них наблюдается структура в виде характерных спиральных ветвей.

Спиральные ветви галактик являются областями преимущественного звездообразования. Об этом свидетельствует наличие в них молодых горячих звезд, на больших расстояниях вокруг себя ионизующих водород

Неправильные галактики (I). Примером галактик этого типа являются Магеллановы Облака, хотя в одном из них были обнаружены следы спиральной структуры Неправильные галактики характеризуются отсутствием центральных уплотнений и симметричной структуры, а также низкой светимостью и относительно высоким содержанием нейтрального водорода

Пекулярные галактики. Так называются галактики, которые обладают теми или иными особенностями, не позволяющими отнести их ни к одному из перечисленных выше классов.

По цвету излучения можно судить о спектральных классах, к которым принадлежит большинство звезд галактики. Для галактик, а когда это возможно, и для отдельных их частей, находят показатели цвета теми же методами, что и для звезд. Однако при этом следует учитывать красное смещение, а также покраснение, вызванное поглощением света в них и в нашей Галактике.

Большой интерес представляют взаимодействующие галактики, состоящие из двух, и более (до 8) звездных систем -- компонентов. Компоненты соединены между собой полосами светлой материи или оказывается погруженным в облако звезд, создающих вокруг них как бы туман.

Обозначив расстояние до галактики через - r, линейный диаметр – D, угловой диаметр – d^//, легко вывести следующие формулу для определения диаметра галактики: D=rd^///206256

где D и r выражены в парсеках, a d" в секундах дуги.

Линейный диаметр ближайшей к нам галактики (Туманности Андромеды) не менее 40 кпк, т. е. превышает диаметр нашей Галактики.

Смещение спектральных линий, наблюдаемое в различных частях какой-нибудь близкой к нам галактики, свидетельствует о том, что галактики вращаются. Если область галактики, расположенная на окраине, имеет линейную скорость вращения V, то центростремительное ускорение этой области будет v²/R. Приравниваем его к гравитационному ускорению, получаем закон тяготения GM/R², где М - масса ядра галактики: GM/R²=V²/R отсюда найдем массу ядра галактики: М= Rv²/G.

Масса всей галактики на один - два порядка больше массы ее ядра Например, масса ядра галактики в созвездии Андромеды 10⁴⁰кг, а всей галактики - примерно в 100 раз больше (такова же примерно и масса нашей галактики).

Дата добавления: 2013-12-12