Основи астрономії
Видимий річний рух Сонця та його напрямки. Задача Кеплера, еліптичний рух та його періоди. Рух тіла під дією сили тяжіння. Загальні відомості про Сонце і його будова. Спектри зір та їх спектральна класифікація. Рух Сонячної системи та обертання Галактики.
| Рубрика | Астрономия и космонавтика |
| Вид | курс лекций |
| Язык | украинский |
| Дата добавления | 23.09.2013 |
| Размер файла | 1,8 M |
Отправить свою хорошую работу в базу знаний просто. Используйте форму, расположенную ниже
Студенты, аспиранты, молодые ученые, использующие базу знаний в своей учебе и работе, будут вам очень благодарны.
Нуль шкали показників кольору, як і шкали зоряних величин вибирають довільно. Домовились, що показник кольору (B - V) дорівнює нулю для зірок класу АО. Тоді показник кольору зір гарячіших, ніж зорі класу А буде негативним, а показник кольору пізніших спектральних класів буде позитивним, бо вони краще випромінюють у видимій області спектру.
Розділ астрофізики, який вивчає показники кольору зірок називається колориметрією. Його метою є: вимірювання показників кольору різними методами і знаходження інших величин, які характеризують спектральний склад випромінювання зір, а також знаходження зв'язку між цими характеристиками і температурою.
Залежність між показниками кольору і спектральними класами
|
Спектра-льний клас |
Найважливіші особливості спектра |
Середній показник кольору |
Колір і температура, тис. є К |
|
|
О |
Лінії поглинання Не+, Не, Н, іонізовані С, Si, N, O |
-0,3 |
Голубуватий 25-50 |
|
|
В |
Лінії нейтрального Не досягають найбільшої інтенсивності |
-0,2 |
Білий з голубуватим відтінком 15-25 |
|
|
А |
Лінії Н досягають найбільшої інтенсивності |
0,0 |
Білий11 |
|
|
F |
Лінії Н послаблюються, лінії Са+ і металів посилюються |
0,4 |
Жовтувато-білі 7,5 |
|
|
G |
Інтенсивні лінії металів (Са+, Fе, Ті та ін.) |
0,6 |
Жовті6 |
|
|
К |
Лінії металів дуже інтенсивні. З'являються молекулярні смуги |
1,0 |
Оранжевий5 |
|
|
М |
Сильні смуги поглинання молекулярних сполук (особливо ТіО) |
1,5 |
Червоний2-3,5 |
|
|
С |
Молекулярні смуги поглинання Сr і його сполук (СО, СN) замість ТіО |
1,5 |
Червоний2-3,5 |
|
|
S |
Смуги поглинання ZrO |
1,5 |
Червоний 2-3,5 |
3. Зоряні величини
В астрономії освітленість, яку створюють зорі вимірюють в спектральній логарифмічній шкалі - зоряних величин. За інтервал в 1 зоряну величину прийнято інтервал освітленостей в 2,512 раз. Це число вибрано для зручності так, щоб його десятковий логарифм дорівнював 0,4.
(lg 2,512 = 0,4),
а інтервал 5m відповідав би відношенню 100 раз.
Освітленості від об'єктів -3m, -2m, -1m, 0m, 1m, 2m, 3m,… утворюють спадну прогресію з знаменником 2,512.
Зоряною величиною називається взятий із знаком мінус логарифм при основі 2,512 від освітленості, яку створює даний об'єкт на площадці, перпендикулярній до променя.
Із означення випливає:
і
або в десяткових логарифмах:
=>
Зоря Оm утворює на межі земної атмосфери освітленість 2,78 · 10-6 люкс
Абсолютна зоряна величина і світимість зір
Зоряна величина, яку б мала зоря, якби вона знаходилася на відстані 10nс називається абсолютною.
де Е і Е0 - освітленості від зорі на віддалі r і 10 nс, тоді
Якщо абсолютна зоряна величина відома з інших вимірювань, то можна знайти віддаль до зір
lg r = 1 + 0,2 (m - M).
Величина (m - M) називається модулем віддалі.
Знайдемо абсолютну зоряну величину Сонця
= - 26,8 m = 1 a.o = 1 / 206265 nc
= - 26,8m + 5m + 26,6m = 4,8m
При визначенні зоряних величин безпосередньо із спостережень реєструється тільки та частина випромінювання, яка пройшла через атмосферу, дану оптичну систему і зареєстрована світлочутливим приладом. Для знаходження сумарного випромінювання слід ввести поправку на випромінювання, яке не дійшло до приладу. Зоряна величина, визначена з урахуванням випромінювання в усіх ділянках спектра називається болометричною.
Різницю між болометричною зоряною величиною і візуальною або фотографічною називають болометричною поправкою.
Дmвоl = mвоl - mv = Mвоl - Mv
Болометричні поправки обчислюють теоретично. Останнім часом для цього застосовують позаатмосферних вимірювань зір в ультрафіолетовій області спектра.
Болометрична поправка має мінімальне значення для тих зір, які у видимій області спектра випромінюють найбільшу частину своєї енергії і залежить від ефективності т-ри зорі.
Болометричні поправки
|
Ефективна температура |
Дmвос |
Ефективна температура |
Дmвос |
|
3000?4000?5700? (Сонце)6000 - 8000? |
-1,7-0,6-0,070,0 |
10000?20000?50000? |
-0,2-1,6-4,1 |
Болометричні поправки дають можливість визначити болометричні світимості тих зір, для яких відомі абсолютні візуальні зоряні величини.
Нехай Mv - абсолютна візуальна зоряна величина деякої зорі.
Дmвос - її болометрична поправка.
Тоді
Для Сонця :
Дmвоl = -0,1m
= 4,8m - 0,1m = 4,7m
Потік енергії, яку випромінює зоря в усіх напрямках називається світимістю (L).
де L - світимість зорі, М - абсолютна зоряна величина зорі.
Якщо світимість Сонця прийняти за одиницю LИ = 1 , то
Залежно від методу визначення зоряних величин, які входять до даної формули одержимо візуальну, болометричну чи фотографічну світимість. Для болометричних світимостей одержимо
4. Діаграма спектр-світність
На початку ХХ століття датський астроном Герцшпрунг і американський астрофізик Рессел виявили існування залежності між видом спектру (температурою) і світимістю зорі. Ця залежність зображається графіком по одній осі відкладаються спектральний клас, а по другій абсолютну зоряну величину. Цей графік називається діаграмою спектр-світимість, або діаграмою Герцшпрунга-Рессела.
Замість абсолютної зоряної величини можна відкладати світимість (в логарифмічній шкалі), а замість спектральних класів - показник кольору або ефективну температуру.
Положення кожної зорі в тій чи іншій точці діаграми визначається її фізичною природою і стадією еволюції. Тому на діаграмі Герцшпрунга-Рессела ніби зображена вся історія системи зір. В цьому і полягає її знання. Діаграма дає можливість виділити різні групи зір об'єднані спільними фізичними властивостями і встановити залежність між окремими фізичними характеристиками.
Верхня частина діаграми - зорі великої світимості, які при даному значенні температури відзначаються великими розмірами.
В нижній частині діаграми розташовані гарячі зорі більш ранніх класів.
В правій частині - більш холодні зорі, які відповідають пізнім спектральним класам.
Размещено на http://www.allbest.ru/
У верхній частині діаграми знаходяться зорі, які мають найбільшу світимість (гіганти і надгіганти).
Зорі, які лежать в нижній частині діаграми мають низьку світимість і називаються карликами.
Найбагатшу зоряну діагональ, яка іде зліва вниз направо називають головною послідовністю. Вздовж неї розташовані зорі починаючи від найгарячіших до найхолодніших.
Зорі на діаграмі Герцшпрунга-Рессела розподілені не рівномірно, що відповідає існуванню певної залежності між світимістю і температурами всіх зір.
При уважному вивченні діаграми дає можливість виділити на ній ряд інших послідовностей (більш дисперсних ніж головна). Ці послідовності говорять про те, що у деяких окремих груп зір існує індивідуальна залежність від температури. Такі послідовності називаються класами світимості і позначають римськими цифрами від І до VII, проставленими після найменування класу.
Размещено на http://www.allbest.ru/
Сонце відноситься до головної послідовності і попадає в V клас світимості.
Повна класифікація зір залежить від двох параметрів: перший характеризує спектр (температуру), другий - світимість.
Приналежність зір до класів:
Клас світимості І - надгіганти, ці зорі займають на діаграмі спектр-світимість верхню частину і діляться на декілька послідовностей.
ІІ - яскраві гіганти
ІІІ - гіганти
ІV - субгіганти
Зорі класу ІІ, ІІІ та ІV розташовані на діаграмі між областю надгігантів та головною послідовністю.
V - зорі головної послідовності.
VІ - яскраві субкарлики. Вони утворюють послідовність, яка проходить нижче головної приблизно на одну зоряну величину починаючи з класу АО.
VІІ - білі карлики.
Належність зір до даного класу світимості на основі спеціальних додаткових ознак спектральної класифікації
5. Методи визначення розмірів зір
Безпосереднє вимірювання радіуса зір практично не можливе. Кутові розміри двох-трьох десятків зір визначено за допомогою кутових інтерферометрів. В окремих випадках для визначення кутових розмірів зір вдається використати інтерференційну картину, яка виникає при покритті зір Місяцем. Лінійні розміри можна визначити у затемнювано-подвійних зір по тривалості затемнення.
Опосередкованим шляхом розміри зорі можна знайти, якщо відома її болометрична світимість і ефективна температура
Повний потік, який випромінює зоря
(1)
Для Сонця
(2)
Поділивши почленно (1) і (2) одержимо
(3)
(4)
Можна радіус зорі і її світимість виразити в сонячних одиницях
= 1, = 1
(5)
поперечники найбільших зір в 1000 і більше раз більші за діаметр Сонця. Розміри нейтронних зір приблизно десятки кілометрів.
6. Залежність радіус-світимість-маса
Формула (5) пов'язує між собою характеристики зорі-радіус, світимість і абсолютну температуру. Разом з тим існує емпірична залежність між спектром (температурою) і світимістю (діаграма Герцшпрунга-Рассела). Це означає, що всі три величини, які входять у формулу (5) не є незалежними і для кожної послідовності на діаграмі спектр-світимість можна встановити певне співвідношення між спектральним класом і температурою. Якщо замість візуальної абсолютної величини відкладати болометричну абсолютну зоряну величину, а замість спектрального класу - логарифм відповідної абсолютної температури, то характер діаграми не зміниться, але на такій діаграмі положення всіх зірок, які мають однакові радіуси зобразиться прямими лініями оскільки залежність між lgL та lgТеф у формулі (5) має лінійний характер. За такою діаграмою легко знаходити розміри зір за їх світимостями (абсолютною зоряною величиною) і спектром (ефективною температурою).
За діаграмою встановлено, що радіуси різних зірок лежать в досить великому інтервалі: від сотень і навіть тисяч у гігантів і надгігантів до (10-2 - 10-3) у білих карликів. Якщо температура зоряних атмосфер відрізняється всього лише в 10 разів, то діаграми відрізняються в мільйони разів.
Внаслідок того, що головна послідовність і в меншій степені послідовність надгігантів зображаються на діаграмі Мвоl = f (Теff) майже прямими лініями можна встановити для даних зір емпіричну залежність між болометричною світимістю і радіусом. Наприклад, для більшості зірок головної послідовності використовується співвідношення
Lвоl = R 5,2 (6)
Для окремої зорі масу визначити неможливо. Якщо система кратна, то в окремих випадках можна визначити масу (за уточненим законом Кеплера) компонентів. За цією невеликою кількістю зірок виявлена емпірична залежність між масою та болометричною світимістю.
Lвос = m 3,9 (7)
Із (7) випливає, що в верхній частині головної послідовності знаходяться найбільш масивні зорі із масою у десятки разів більшою за масу Сонця (зоря Пласкетта має m > 60 ).
При просуванні вниз вздовж головної послідовності маса зірок зменшується. У карликів різних класів маси менші за масу Сонця. При
m < 0,02 речовина не здатна утворити зорю, а речовина може стискуватись у планету.
Якщо вважати, що (7) разом з аналогічними залежностями виконується для всіх нормальних зірок, то можна, нанісши всі зорі з відомими масами на діаграму Герцшпрунга-Рассела, провести на ній лінії однакових мас, подібно до того як отримано лінії однакових радіусів.
Таким чином, діаграму спектр-світимість можна розглядати як діаграму стану зірок і розв'язувати з її допомогою важливі задачі.
7. Фізичні умови в надрах і будова зір
Якщо для зорі відома маса і радіус, то температура в центрі зорі визначається за формулою
Т0 = К · М / R
де К - коефіцієнт пропорційності.
Для зір подібних на Сонце К ? 1,5 · 10 7 М/R
Для зір головної послідовності відношення М/R можна знайти із формули
Lвос = R5,2 Lвос = M3,9
M3,9 / R5,2 = 1 => М / R = R1\3
Тоді для таких зір
Т0 = 1,5•107R1\3
В надрах зір головної послідовності пізніх спектральних класів G, К, М, як і в Сонці виділення ядерної енергії в основному відбувається внаслідок протон-протонної реакції. В гарячих зорях ранніх спектральних класів температура - десятки мільйонів градусів. Тут головну роль відіграє температура водню в гелій за рахунок вуглецевого циклу. Внаслідок цього виділяється значно більше енергії , ніж при протон-протонних реакціях. Саме цим пояснюється більша світимість зір ранніх спектральних класів.
Зорі, які розташовані на різних ділянках спектр-світність відрізняються своєю будовою.
Зорі верхньої частини головної послідовності
Це гарячі зорі, маса яких більша за масу Сонця. Тиск в надрах більший, ніж в надрах Сонця. Виділення термоядерної енергії відбувається через вуглецевий цикл прискореними темпами. Світимість їх більша за світимість зір пізніших класів, а тому вони повинні швидше розвиватися. Це означає, що гарячі зорі, які знаходяться на головній послідовності повинні бути молодими.
Виділення енергії при вуглецевому циклі пропорційне ~Т20, а випромінювання ~Т4 (за законом Стефана-Больцмана). Це означає, що випромінювання не може винести з надр зорі енергію, яка там виділяється. Тому що енергія повинна виносити речовина, яка починає переміщуватися. Внаслідок цього в надрах масивних зір виникають центральні конвективні зорі. Для зір масою М = 10 МИ радіус внутрішньої конвективної зони ? 0,25 R, а густина в центрі ? 25 се , де се - середня густота зорі.
Шари , які оточують конвективне ядро знаходяться в стані променевої рівноваги.
Зорі нижньої частини головної послідовності
За своєю будовою ці зорі подібні до Сонця. При протон-протонних реакціях потужність енерговиділення ~Т4 так як потік випромінювання. В центрі зорі конвективні потоки не виникають і ядро - променисте. Проте через сильну непрозорість більш холодних шарів у цієї групи зір виникає досить протяжні зовнішні конвективні оболонки. Чим холодніша зоря, тим на більшу глибину відбуваються переміщення. В Сонця тільки 2 % зовнішніх підфотоефектних шарів охоплене конвекцією, а в карлика KV з масою 0,6 МИ в переміщуванні бере участь 10 % маси.
Субкарлики
В цих зорях низький вміст важких елементів. Непрозорість зоряної речовини пропорційне наявності важких елементів. Це обумовлено тим, що легкі елементи повністю іонізовані і не можуть поглинати кванти. В основному поглинають іонізовані атоми важких елементів, які зберігають частину своїх електронів.
Субкарлики - старі зорі, які виникли на ранніх стадіях еволюції галактики із речовини, яка не побувала ще в надрах зір і тому бідна на важкі елементи. Речовина Субкарликів прозоріша за речовину зір головної послідовності, що полегшує променистий перенос енергії із надр зір. В цих зорях не виникає конвективних зон.
Червоні гіганти - неоднорідна структура. Внаслідок вигоряння водню в центральних шарах зорі область енерговиділення зміщається в периферичні шари і утворюється тонкий шар енерговиділення , в якому може відбуватися реакція. Цей шар поділяє зорю на дві частини: внутрішню - “Гелієве” ядро , в якому не протікають реакції через відсутність водню і зовнішню, в якій хоч і є Н2, але температура і тиск недостатні для протікання реакції. На перших порах тиск в шарі енерговиділення більший, ніж в ядрі. Під дією цього тиску ядро починає стискуватись при стисканні виділяється енергія і ядро розігрівається. Цей процес відбувається до того часу поки газ не стане виродженим. Таке стискування призводить до неймовірного зростання густини ядра. Температура гелієвого ядра недостатня щоби розпочалася наступна ядерна реакція перетворення гелію в вуглець. Тому ядро немає джерел енергії і залишається ізотермічним. Його маса складає 0,25 маси зорі, а радіус - 0,001 її радіуса. Приблизно 70 % (по масі) зовнішніх шарів зорі розмір яких 0,9 її радіуса утворюють потужну конвективну зону червоного гіганта.
Білі карлики. R ~ (10-2 - 10-3)RИ .
Білі карлики - надгусті зорі. Густина в центрі білих зір може досягати сотень тон на см 3. Повільно остигаючи вони поступово випромінюють величезний запас енергії виродженого газу. Більш масивні білі карлики стиснуті сильніше і для них чітко простежується залежність радіуса від маси. Але починаючи з деякого значення маси, тиск виродженого газу не може зрівноважити силу гравітації. Така зоря може необмежено стискуватись.
Коланс неминучий при масі = (2-3) МИ . При масі > 1,2 МИ зоря може перетворитися в нейтральну зорю і силам гравітації протидіє тиск нейтронного “газу”, але перед цим на зорі відбудеться ядерний вибух, який ми спостерігаємо як спалах наднової зорі. Внаслідок вибуху виділяється вся можлива ядерна енергія і речовина перейде в форму нейтронів. Але при масі зорі > (2-3) МИ навіть тиск вироджених нейтронів не може протидіяти гравітації.
Особлива ситуація повинна виникнути тоді, коли радіус зорі стане меншим за ((2 + m) / С2). В цьому випадку параболічна швидкість стане більшою за швидкість світла
Vn = Vc v 2
Vc = v(f (M + m) / r)
Vc - кругова швидкість;
Vn - параболічна швидкість.
Це означає, що ніщо навіть світловий квант не може залишити зорю. Такий об'єкт стане невидимим. Такий, теоретично можливий, гіпотетичний стан зорі називають чорною дірою.
В окремих випадках можна спостерігати речовину поблизу чорної діри.
В 1962 році з висотних ракет було виявлено джерело Х - випромінювання, яке і до даного часу є загадковим об'єктом. Пізніше було виявлено інші джерела Х-випромінювання, які стали називати назвою сузір'я, в якому його виявлено додаючи при цьому латинську букву Х.
На теперішній час відомо більше 200 джерел. Їх виявлено за допомогою супутника “УХУРУ”, який був обладнаний телескопом, що вловлював фотони від 2- до 20 ксв. Майже половина цих джерел була пов'язана з іншими галактиками. Біля 100 джерел Х-випромінення належить нашій галактиці. Одне із них - рентгенівський пульсар, який співпадає з радіопульсатором квабовидної туманності.
Декілька інших джерел Х-випромінювання також ототожнені з молодими радіопульсаторами. Більше 10 джерел пов'язано з туманностями-залишками спалаху зір. В цьому випадку причиною випромінювання є теплове випромінювання газу нагрітого до температури декілька мільйонів градусів.
Основна частина галактичних джерел Х-випромінювання належить особливому класу об'єктів зоряної природи, які називають Х-зорями. Їх представниками є джерело Скорпіон Х-І. Це найяскравіше джерело в діапазоні випромінювання 1-10 А°. Потік його випромінювання складає 3 · 10 -7 орг/с. Це стільки, скільки дає зоря 7m у видимій області. Х-світимість такого джерела досягає 1037 ерг/с, що в тисячі разів більше болометричної світимості Сонця.
Світимість Х-зір змінюється. У джерела Скорпіон Х-І зміну ототожнюють із змінною зорею 12-13m. Варіації потоку Х-променів і оптичного випромінювання ніяк не пов'язані між собою. На протязі декількох діб в обох випромінювань можуть спостерігатися флуктуації в межах 20 % після чого наступає активна фаза - спалахи, які тривають по декілька годин. Під час спалахів потоки енергії змінюються у 2-3 рази. При цьому суттєва зміна рівня випромінювання зростає за проміжок часу 10-3 с. Це свідчить про те, що розміри джерела не можуть перевищувати 0,001 світової секунди (300 км).
Таким чином джерела Х-випромінювання повинні бути досить компактними об'єктами, можливо , типу нейтронних зірок, як у випадку пульсарів, з якими ототожнюються деякі Х-зорі.
Цілий ряд Х-зірок (Геркулес Х-І, Центавр Х-3) виявляють строгу періодичність варіацій потоку Х-випромінювання. Це наводить на думку про те, що джерелом Х-випромінювання є компонента подвійної системи. Більше десятка джерел ототожнені із зорями змінність яких вказує на те, що вони належать до тісних подвійних систем.
Все вищесказане дозволяє зробити висновок про те, що Х-зорі найбільш ймовірно є тісними системами, в яких один із компонентів - оптична зоря, а інший - компактний об'єкт, який знаходиться на прикінцевій стадії своєї еволюції. Припускається, що це може бути нейтральна зоря, в деяких випадках білий карлик або навіть чорна діра.
Причиною виникнення потужного Х-випромінення є падіння на компактний об'єкт (наприклад, на нейтральну зорю) хмар і потоків газу, які перетікають з оптичного компонента тісної подвійної системи. У випадку найзвичайної компактності нейтральної зорі швидкість падіння газів може досягати 100000 км/год. Такий процес падіння газів називається аккреацією. Внаслідок падіння газів на нейтральну зорю кінетична енергія перетворюється в Х-випромінювання.
Важливу роль при цьому відіграють магнітні поля нейтральної зорі.
Новоподібні джерела Х-випромінювання.
Окрім постійно спостережуваних джерел Х-випромінювання щорічно виявляють до десятка джерел, які спалахують і за характером явища вони нагадують нові зорі. Світимість таких новоподібних джерел Х-випромінювання швидко зростає за декілька діб. Протягом 1 - 2 місяців вони можуть стати найяскравішими об'єктами на “Х”-небі інколи в декілька разів перевищують потік випромінювання, найяскравіше постійне джерело Скорпіон Х-І. Деякі з них під час спалахів витявляються Х-пульсарами з дуже довгими періодами (до 7 хвилин). Природа цих об'єктів, а також їх зв'язок з новими зорями поки невідомі.
ПОДВІЙНІ ЗОРІ
1. Загальні характеристики подвійних зір
2. Візуально подвійні
3. Затемнювано змінні зорі
4. Спектрально-подвійні зорі
1. Загальні характеристики подвійних зір
Подвійність можна встановити за спостереженнями власних рухів зір, які утворюють пару. І коли видно тільки одна із зірок, яка здійснює взаємний рух. В цьому випадку шлях зорі на небі виглядає як хвиляста лінія.
Тепер відомо десятки тисяч тісних візуально подвійних зір. Із них лише 10 % впевнено виявляють відносний орбітальний рух і лише для 1 % (? 500 зір) можна надійно обчислити орбіти.
Рух компонентів відбувається за законами кеплера. Обидва компоненти описують еліптичні орбіти однакового ексцентриситету навколо спільного центра мас. Такий ж ексцентриситет має орбіта зорі-супутника відносно головної зорі. Велика піввісь орбіти відносного руху навколо головної зорі дорівнює сумі великих півосей орбіт обох зір відносно спільного центра-мас, а величина великих півосей цих двох еліпсів обернено пропорційні масам зір.
Якщо із спостережень відома орбіта відносного руху, то за формулою визначають суму мас компонентів подвійної зорі. Якщо відоме відношення півосей, то можна визначити відношення мас.
Размещено на http://www.allbest.ru/
Визначення елементів орбіт
Нехай супутник S2 рухається відносно головної зорі S1. a = а1 + а2 - головна піввісь еліпса відносного руху, а1 i а2 - великі півосі орбіт кожної зорі навколо спільного центру. Головна зоря S1 знаходиться у фокусі еліпса . Точка А - апоастр, точка П - пернаетр.
Рух супутника відносно головної зорі характеризується елементами орбіти:
Размещено на http://www.allbest.ru/
а - велика піввісь;
l - ексцентриситет орбіти визначає форму орбіти;
і - кут нахилу орбіти (положення площини орбіти відносно спостерігача;
Т - період обертання - характеризує рух супутника;
момент проходження супутника через периаетр.
Вузлами називаються точки перетину орбіти з картинною площиною. Кут в площині орбіти від вузла до периаетра називається довготою периаетра. В картинній площині положення вузла визначається позиційним кутом Р - від напряму на полюс світу до вузла.
2. Візуально-подвійні зорі
Зорі, подвійність яких виявляють безпосередньо при телескопічних спостереженнях називаються візуально подвійними. В окремих випадках про подвійність зорі роблять висновок на основі складного власного руху зорі. Саме за такою методикою було відкрито білі карлики - супутники Сиріуса і Проціона.
Видима орбіта візуально подвійної зорі є проекцією істинної орбіти на картинну площину. Для визначення всіх елементів орбіти необхідно знати кут нахилу і. Цей кут можна знайти, якщо видно обидві зорі. Визначення кута і ґрунтується на тому, що в проекції на картину площину головна зоря знаходиться не в фокусі еліпса видимої орбіти, а в якісь іншій точці. Положення цієї точки визначається кутом нахилу і довготою периастра щ. Отже, задача визначення елементів і, щ і е є чисто геометричною задачею. Елементи Р, Т і р - визначаються із спостереження. Істине значення а і спостереження а` пов'язані співвідношенням
а` = а cos i
Із спостережень а` і а визначають в кутовій мірі. Якщо відомо паралаке зорі, то можна визначити а - в астрономічних одиницях.
На даний час зареєстровано приблизно 60000 візуально-двійних систем. Приблизно у 2000 виявили орбітальний рух з періодом від 2,62 року до багатьох десятків тисяч років. Надійно орбіти обчислені приблизно для 500 об'єктів з періодом не більше 500 років.
3. Затемнювано-змінні зорі
Затемнювано-змінні - такі нерозділювані в телескоп пари зір, видима зоряна величина яких змінюється внаслідок періодичного затемнення одного компонента іншим. Тут зоря більшої величини називається - головною, а меншої - супутником. Приклад, Алголь (в Персея); в- Ліри.
Графік, що зображає зміну потоку випромінювання зорі з часом називається кривою блиску. Момент часу, в який зоря має найменшу зоряну величину називається епохою максимуму, а найбільшу - епохою мінімуму.
Амплітудою називають різницю зоряних величин в мінімумі і максимумі.
Періодом називають проміжок часу між двома послідовними мінімумами, або максимумами.
Приклад, для алголя Т = 2d 20h 49m
в- Ліри Т = 12d 21h 48m
За характером кривої блиску затемнювано-подвійної зорі можна знайти:
елементи орбіти однієї зорі відносно іншої;
відносні розміри компонентів;
в окремих випадках можна одержати уявлення про їх форму.
Приклад:
Размещено на http://www.allbest.ru/
Размещено на http://www.allbest.ru/
На основі детального вивчення кривих блиску можна отримати такі дані про компоненти затемнюванно змінних зір.
Характер затемнення (часткове, повне, центральне). Якщо диск однієї зорі перекриває повністю диск другої зорі, то на кривій блиску характерні ділянки (ІН Касіонеї). У випадку затемнень, мінімуми гострі (RX Геркулеса, в Персей).
За тривалістю мінімуму знаходять радіуси компонент R1 ,R2 виражені в частинах великої півосі орбіти, оскільки тривалість затемнення пропорційне діаметрам зірок.
Якщо затемнення повне, то за відношенням глибини мінімумів знаходять відношення світимостей, а при відомих радіусах - відношення ефективних температур компонентів.
Відношення проміжків часу від середини головного мінімуму до середини другого мінімуму і від другого мінімуму до середини наступного головного мінімуму залежить від ексцентриситета орбіти і довготи периаетра щ. Якщо вторинний мінімум лежить посередині між двома головними мінімумами (як у RX Геркулеса), то орбіта симетрична відносно променя зору і може бути круговою. Асиметрія положення вторинного мінімуму дає можливість визначити е cos щ.
Плавна зміна кривої блиску (в Персей) говорить про еліпсоїдальність зірок, яка викликана припливними діями дуже близьких компонентів подвійних зір. Приклад: в Ліри, W Великої Ведмедиці. В цьому випадку за кривою блиску можна визначити форму зорі.
Детальний хід кривої блиску в мінімумі інколи дає можливість судити про закон потемніння диска зорі до краю.
Таким чином на основі вигляду кривої блиску змінної зорі можна визначити такі елементи і характеристики системи:
і - нахил орбіти; Р - період, Т - епоха головного мінімуму, е - ексцентриситет орбіти, щ - довготу периаетру, R1 i R2 - радіуси компонентів в долях великої півосі, для зірок типу в Ліри - ексцентриситет еліпсоїдів форми зірок; L1 / L2 - відношення світимостей компонентів або їх температур Т1 / Т2 .
В даний час відомо більше 4000 затемнювано-змінних зір різних типів. Найменший відомий період - менший години, найбільший - 57 років.
4. Спектрально-подвійні зорі
В спектрах деяких зір спостерігається періодичне роздвоєння або коливання положення спектральних ліній. Якщо ці зорі являються затемнювано-змінними, то коливання ліній відбувається з тим же періодом, що і зміна блиску.
Зорі, подвійність яких можна встановити тільки на основі спектральних спостережень називаються спектрально-подвійними.
Якщо площина орбіти близька до картинної площини і тоді подвійність зорі виявити неможливо.
Найбільше роздвоєння ліній спостерігається при найбільшій променевій швидкості компонентів (одного - до спостерігача, другого - від нього. Якщо спостережуваний спектр належить тільки одному компоненту (другого не видно через його слабкість), то замість роздвоєння спостерігається ліній то в червону, то в синю сторону.
Залежність від часу променевої швидкості, визначеної за зміщенням ліній називається кривою променевих швидкостей. Форма цієї кривої визначається ексцентриситетом і довготою периастра.
За формою кривої можна визначити ексцентриситет і довготу периастра.
Якщо площина орбіти проходить через промінь зору ( і = 90?), то за найбільшим зміщенням можна визначити значення повної швидкості V руху зірок відносно центра мас системи в двох діаметрально протилежних точках орбіти. Ці значення є екстремумами кривих променевих швидкостей.
Якщо і ? 90?, то одержані із спостережень значення променевих швидкостей рівні
Vr = V sin i
sin i - із спектроскопічних спостережень визначити неможливо.
Размещено на http://www.allbest.ru/
Лише знаючи криву променевих швидкостей для затемнювано-змінних зірок (для них можна визначити і) можна надійно визначити елементи орбіти і характеристики зірок . В цьому випадку всі лінійні величини визначаються в кілометрах. Можна також визначити розміри, форму і маси компонентів.
В даний час відомо біля 2500 зірок подвійність, яких встановлено тільки на основі спектральних спостережень. Тільки для 750 із них вдалося отримати криві променевих швидкостей, визначити періоди обертання і форму орбіти.
Тісні подвійні системи
Тісні подвійні системи являють собою такі пари зірок, віддаль між якими співрозмірна із розмірами самих зірок. В цьому випадку суттєву роль відіграють припливні взаємодії між компонентами. Під дією припливних сил подвійність зірок перестають бути сферичними і зорі еліптичної форми. У них виникають напрямлені один до одного припливні горби.
Форму, яку набуває тіло, що складається з газу поверхнею однакового гравітаційного потенціалу (еквіпотенціальні поверхні). Газ може вільно перетікати вздовж еквіпотенціальної поверхні, що ї визначає рівноважну форму тіла.
Для одиночної зорі , яка не обертається, еквіпортенціальні поверхні - концентричні сфери , центр яких співпадає з центром мас. Цим пояснюється сферична форма зорі.
Размещено на http://www.allbest.ru/
Для тісної подвійної системи еквіпотенціальна поверхня має складну форму і утворює декілька сімейств кривих. Форму цих кривих можна уявити розглянувши переріз критичних поверхонь, які розділяють сімейства еквіпотенціальних поверхонь.
Внутрішня критична поверхня охоплює обидві зорі і проходить через першу (внутрішню) точку Лагранжа L1. Ця поверхня обмежує область, що називається внутрішньою порожниною Роша, яка складається з двох замкнутих в кожному з яких розташовані еліпсоїди еквіпотенціальних поверхонь. Ці еліпсоїди і визначають форми деформованих приливними силами зір. Дві інші критичні поверхні проходять відповідно через другу і третю точки Лагранжа. Ця поверхня обмежує ще дві порожнини, які містять 4 і 5-ту точку Лагранжа L4, L5 . Якщо зовнішні шари зірок виходять за межі внутрішньої порожнини Роша, то, розтікаючись вздовж еквіпотенціальних поверхонь газ може:
1) перетікати від однієї зорі до іншої;
2) утворювати оболонку , яка охоплює обидві зорі.
Криві променевих швидкостей в залежності від форми та орієнтації орбіт спектрально-подвійних зір.
НАША ГАЛАКТИКА
1. Молочний шлях. Галактичні координати
2. Зоряні скупчення та асоціації
3. Власні рухи та променеві швидкості зір
4. Рух сонячної системи. Обертання Галактики
1. Молочний шлях. Галактичні координати.
Галактику досліджують в R, інфрачервоному і -діапазонах випроміінювання. Розподіл водню в галактиці вивчають за спостереженнями радіохвиль.
Ценр Галактики знаходиться в Сузір'ї Стрільця, поблизу його межі з сузірям скорпіона. Центр Галактики закритий газопиловими хмарами. які послаблюють світло на 30m.
Галактичні координати.
Галактичний екватор - велике коло, яке проходить вздовж середини Молочного шляху. Галактичний екватор нахилений до небесного екватора під кутом 62,6° і перетинається з ним у галактичних вузлах. Висхідний вузол знаходиться в сузірї Орла (). Нисхідний() - у сузірї Однорога.
Площина галактичного екватора називається галактичною площиною.
Приклад статичного підходу:
– - кількість зір величина яких <=1- 13
– - кількість зір величина яких від 1m,0 до 2 m ,0 - 27.
– - кількість зір величина яких від 2n,0 до 3 m,0 - 60.
– Усіх зір до 4m,0 на небі є 500
– Усіх зір до 5m,0 на небі є 1600.
– Усіх зір до 6m,0 на небі є 4800
– Усіх зір до 10m,0 на небі є 350000
– Усіх зір до 20m,0 на небі є 1 млрд.
– Усіх зір до 25m,0 на небі є 30 млрд.
– При вивченні структури Галактики використовують два підходи:
1) визначити кількість зір, видима зоряна величина яких у межах від m до m+1 (приріст кількості зір при зменшенні їх блиску на 1m (диференціальна функція блискуA(m))).
2) інтегральна функція блиску N(m), яка визначає у досліджуваній ділянці неба ількість зір від найяскравіших до третьої зоряної величини.
Очевидно. що А(m)=
– Функція А(m) функція зростає до m=21m, але темп цього зростання зменшується. Це вказує на нерівномірний розподіл зір в Галактиці. Згідно теореми Зелігера при рівномірному розподілі зір
Підрахунки зір на однакових за розмірами ділянках неба з різною галактичною широтою свідчать про те. що із віддаленням від Галактичного екватора кількість зір до заданої величини m зменшується. Згідноцих підрахунків 95% усіх зір Галактики розташованого у Молочному шляху.
Підрахунки показали, що Галактика подібна на велетенський диск діаметром приблизно 30 кПс, а це 190000 світлових років. Сонце знаходиться недалеко від галактичної площини на відстані 10 кПс (30000 св. р.) від центра Галактики. Галактика має складну спіральну структуру.
2. Зоряні скупчення і асоціації
Зоряними скупченнями називаються групи динамічно зв'язаних між собою зір в яких нараховується велика кількість об'єктів.
Розрізняють два види скупчень:
1) Розсіяні скупчення - містять декілька десятків і сотень зір.
2) Кульові скупчення - містять десятки і сотні тисячі зір.
Розсіяні зоряні скупченя зустрічаються поблизу галактичної площини. Відомо більше 800 таких об'єктів в радіусі декількох кілопарсек від сонця. Дальші розсіяні скупчення виявити важко. Якщо густина розсіяних зоряних скупчень в Галактиці стале, то в нашій зоряній системі існує десятки тисяч розсіяних зоряних скупчень. Найбільш відоме розсіяне зоряне скупчення Пледи, що знаходиться в сузір'ї Тельця. Воно знаходиться на віддалі 130 Пс. і Гіади - на віддалі 40 Пс.
Для того, щоб відрізнити зорі, які належать до скупчення від зір, які проектуються на ту ж область неба - будують діаграму спектр - світність.
На діаграмі для розсіяних скупчень добре помітна головна послідовність. Гілка Гігантів - відсутня або майже не відсутня.
Внаслідок того, що всі зорі скупчення знаходяться майже на однаковій віддалі його діаграма колір - видима зоряна величина відрізняється від звичайної зсувом вздовж вертикальної осі на величину модуля віддалі, а внаслідок впливу міжзоряного поглинання світла - зміщена на горизонтальній осі. Тоді зорі, які не потрапляють в зону зміщень не належать до скупчення. Перевірити чи належать зорі до скупчення можна вивчити їх власні рухи та променеві швидкості, які для зір скупчення повинні бути приблизно однакові. Виділивши зорі, які належать скупченнюм і знайшовши нормальне положення головної послідовності, можна визначити модуль віддалі, а знаючи віддаль, можна обчислити лінійні розміри скупчення. Лінійні розміри скупчення становлять від 2 до 20 Пс.
Кулясті скупченння сильно виділяються на оточуючому фоні завдяки великій кількості зірок. що входять до них. Всередньому діаметр кульових скупчень дорівнює 40 Пс.
Кульові скупчення видно на великих відстаннях нашої Галактики, тому спостережувана їх кількість (100) приблизно дорівнює їх кількості в Галактиці.
Кульові скупчення виявлені в інших галактиках (в Магеланових хмарах. туманності Андромеди).
Кульові скупчення утворюють сферичну підсистему і сильно концетруються до центра Галактики. Відомо 130 кулястих скупчень.
На діаграмі колір - видима зоряна величина виділяється характерно для кульвих скупчень горизонтальна гілка гігантів з'єднується з головною послідовністю, а головна послідовність розпочинається в області світииостей ніж на звичайній діаграмі Герцшпрунга - Рассела.
В кульових скупченнях часто спстерігається значна кількістьзміних зір типу RR Ліри. які дають можливість віддаль до цих об'єктів.
Верхня частина головної послідовності малозаселена. Існує майже вертикальна гілка червоних гігантів і надгігантів. У горизонтальній гілці є розрив - провал Шваврцшільда в який потрапляють зорі типу RR Ліри.
Суттєва відмінність вигляду діаграм спектр - світність розсіяних і кулястих скупчень свідчить про значну різницю їх віку.
Виявили,що деякі кулясті скупчення зір є джерелом потужного рентгенівського випросмінювання. Що пов'язують з випаднням міжзоряного газу на чорні діри, які, вважаються в центрах кулястих скупчень.
В 1947р. В.ААмбарцумяном і його співробітниками виявлені групи зір названі зоряними асоціаціями.
Відомо два типи асоціацій:
1) О-асоціації
До О-асоціацій належать зорі різних спектральних класів від 0 до 32. Розміри О-асоціації десятки і сотні Пс.. Вони в багато більші за розсіяні зоряні скупчення. Вони в багато раз більші за розсіяні зоряні скупчення.
2) Т- асоціації складаються типу Т-тельця.
Найближча Т-асоціація а знаходиться у сузір'ї Оріона. У ній налічується понад 600 зір типу Тельця.
О і Т-асоціації бувають усередині потужних газово-пилових комплексів. Очевидно, тут згруповані зорі, які лише розпочинабть свій розвиток. Довгий час дискутувалося питання про стійкість асоціацій. Вважали, що швидкості окремих зір у них надто великі, щоби ці утворення були стійкими. Виявилось, що в асоціації входить і багато інших . які раніше вважали зорями фону. Таким чоном, питання про стійкість відпало.
3. Власні рухи зір і променеві швидкості
Размещено на http://www.allbest.ru/
Власним рухом зорі називається її кутове переміщення по небесній сфері за 1 рік викликане рухом зорі відносно сонця. Зміна положення зорі по прямому піднесенню позначають , по схиленні -
Нехай відстаньдо зорі - Г, - річний паралакс зорі. Якщо виміряно в радіанах. то r (а=1,5* 108 км).
Лінійне зміщення зорі обчислюють за формулою:
l=r= (- у радіанах)
v - тангеційна складова швидкості за рік зоря в площині за рік перепендикулярна до променя зору ппроходить відстань l= vt0
Звідси
v=;
Vr - променева швидкість визначається за зміщеннням спектральних ліній:
Vr;
;
На даний час виміряні власні рухи близько 300000 зір променеві швидкості у 20000 зір. Найбільший мах рух зорі Бернарди , v=89км/сек, відстань до зорі 1,81 Пс.
Між власними рухами і паралаксом зорі існує залежність
=1/15;
Обчислений таким чином паралакс називається середнім паралаксом зорі.
Оскільки зорі в Галактиці рухаються окремими потоками і по складних траєкторіях, то в окремих конкретних випадках обчислена таким чином відстань може істотно відрізнятися від справжньої (обчисленої методом тригонометричних паралаксів).
4. Рух Сонячної системи
Знайдені із спостереження швидкості зір не відображають повністю їх рухів у галактиці. Це є переносні рухи (рух відносно рухомої системи відліку).
Швидкості зір, звільнені від впливу руху сонця,називаються пекулярними швидкостями. Для визначення пекулярних необхідно визначити просторові компоненти швидкості сонця.
Точка неба на яку рухається сонце називається сонячним апексом, а діаметрально протилежна - антиапексом. Просторову швидкість Vc іположення апексу визначається положенням апексу визначається шляхом аналізу променевих швидкостей цілих груп в яких налічується велика кількість зір, розташованих у різних ділянках неба. Середнє значення променевих швидкостей у кожній групі і дасть паралактичний компонент променевої швидкості всієї групи, бо пекулярні швидкості різні за модулем і напрямом, а їх проекції на промінь зору взаємно виключаються. Як показують обчислення сонця рухається з швидкістю Vc=19,5км/сек в напрямі сузір'я Геркулеса до його зорі (°). Ця точка називається стандартним сонячним апексом. Стандартний антиапекс знаходиться в сузір'ї голуба.
Якщо розглянути рух сонця відносно найближчих зір то знаходять апекс основного руху сонця. Його координати °. Він також знаходиться в сузір'ї Геркулеса, а його антиапекс в сузір'їголуба.
Кутова швидкість обертання зменшується в міру зростання відстані від центра Галактики, але це зменшення є повільнішим, ніж цьоговимагають закони Кеплера. Лінійна швидкість обертання з відстанню від центра спочатку зростає, досягає максимуму близько 250 км/сек на відстані сонця і надалі повільно зменшується.
За значенням швидкостей зір на різних відстаннях від центра Галактики з'ясовано особливості розподілу її маси і оцінено загальну масу галактики. Маса Г160*109 mc, причому не менше 20% мало б бути рівномірно розподілено в усій Галактиці.
Можна говорити про два основнірухи сонця в Галактиці:
1) у напрямі сузір'я Геркулеса з швидкістю 16км/сек відносно найближчих зір.
2) у напрямі сузір'я Лебедя з швидкістю 250 км/сек (рух разом з найближчими зорями навколо центра Галактики).
Сонце здійснює один обертнавколо центра Галактики за 200 млн років. Цей проміжок часу називають Галактичним роком.
ГАЛАКТИКИ.
1. Класифікація галактик та їх спектри
2. Визначення віддалей до галактик
3. Фізичні властивості галактик
4. Надзорі, квазари, просторовий розподіл галактик
1. Класифікація галактик та їх спектри
1.Темної ночі в сузір'ї Андромеди можна помітити слабку туманну пляму -- називається туманність Андромеди. На фотографіях -- виглядає як велика зоряна система, яка має спіральну структуру подібна на нашу Галактику.
В південній частині неба видно дві наближені до нас зоряні системи -- Велика і Мала Магелланові хмари. Їх називають позагалактичними туманностями, або галактиками.
Будову галактик вивчають за фотографіями. У більшості галактик в центрі існує яскраве згущення, а зовнішня частина у більшості випадків має спіральну структуру. За зовнішнім виглядом галактики поділяють на: еліптичні; спіральні; неправильні і пекулярні.
Екліптичні галактики (Е)
До (Е) галактик належать такі, що мають вигляд кругів або еліпсів. Їх яскравість плавно зменшується від центра до периферії. При збільшенні тривалості експозиції форма Е галактик не змінюється, але у зовнішніх областях виявляється велика кількість зірок, але криві однакової зоряної густини зберігають такі ж екліптичні обриси, які видно на фотографіях, зроблених при коротких експозиціях.Наприклад Е галактики: -- супутник галактики Андромеди -- NGC-205 (Новий загальний каталог). Галактика NGC-205 на фотографіях з великою експозицією розділяється на зорі. В системі NGC-205 астроном Барде виявив дві темні плями, які вказують на присутність пилу, а також виявлено до десятка яскравих зір класу В.Найяскравішими зорями, що населяють NGC-205 є червоні гіганти.
Е - галактики поділяють на 8 підтипів від Е0 до Е7 залежно від видимого стиску галактики:
де a і b її велика і мала півосі. У більшості випадків ніякої структури в Е галактик не видно.
Спіральні галактики (S)
S - Галактики складаються з ядра і декількох рукавів або віток. У спіральних галактик (SA) ці витки виходять безпосередньо з ядра(туманність Андромеди, Наша Галактика). У пересічених (SB) галактиках спіральні витки розпочинаються біля кінців подовгастого утворення в центрі якого знаходиться овальне потовщення. Створюється враження, що дві спіралі з'єднані перетинкою (баром) від кінців якої розпочинаються спіральні гілки. Спіральні галактики (S) і (SB) поділяють залежно від ступеня їх розвитку рукавів на підкласи відповідно: Sa, Sb, Sc, Sd і відповідно: Sba, SBb, SBc, SBd.
Галактика Sa - основною складовою частиною є ядро, а спіралі майже не помітні. У Sb - спіралі розвинуті більше, а в типів Sc та Sd майже вся речовина скупчена в спіральних рукавах, а ядро дуже мале.
Приклад: Туманність Андромеди М-31-спіральна галактика,
NGC-1300- спіральна галактика з перемичкою,
Наша Галактика -подібна до туманності Андромеди.
До галактик типу Sa - туманність NGC 4736 в сузір'ї Гончих Псів і NGC 4594 - в сузір'ї Діви
Sb- NGC 3031 в сузір'ї Великої Ведмедиці
NGC 5746 в сузір'ї Діви, видима в профіль
Sc- NGC 4631 в сузір'ї Гончі Пси
NGC 4565 в сузір'ї Волосся Вероніки.
Межі підкласів в даній класифікації дуже умовні. Ступені розвитку рукавів спіральних туманностей мають різноманітні проміжні значення, що говорить про еволюційний розвиток туманностей. Зараз неможливо з певністю сказати в якому напрямі відбувається еволюція спіральних туманностей: - від типу Sa до Sc чи навпаки , але без сумніву, тип Sb є проміжною стадією еволюції.
Будова спіральних галактик.
Найближчі до нас - NGC 224 тип Sb в сузір'ї Андромеди і спіральна туманність NGC 598 тип Sc в сузір'ї Трикутника. Туманність в сузір'ї Андромеди знаходиться на віддалі 205000 пс, її площина утворює з променем зору 15є (видима майже в профіль), діаметр (за фотографіями) 2є 40ґ, лінійний діаметр:
D = 2.205000 * tag 1є 20ґ = 9500 пс,
що у декілька раз менше за діаметр Нашої Галактики. Оцінки розмірів інших галактик давали такі розміри, як у спіралі Андромеди. На основі цього було зроблене припущення, що Наша Галактика значно більша за розмірами за інші подібні зоряні системи. Пізніше виявилось, що на фотографія видно лише внутрішні області туманності.
При вимірюванні яскравості туманності Андромеди чутливим фотоелектричним фотометром виявилось, що туманність простягається на багато далі ніж показують фотографії. Кутові розміри було оцінено в 7є 30ґ, що дає 27000 пс. Отже, спіральна галактика Андромеди в декілька раз більша за Нашу Галактику. Галактика в сузір'ї Андромеди подібна на нашу галактику ній виявлено 140 кульових скупчень, які оточують основне тіло галактики. Також виявлено наявність темної поглинаючої речовини.
В туманності Андромеди постійно спалахують нові зорі (?30 на рік). В 1885 році в ній відбувається спалах наднової зорі. До складу туманності Андромеди входять Цифеїди та змінні зорі інших типів. Галактику в сузір'ї Андромеди можна вважати двійником Нашої Галактики.
В 1949р В.А.Амбарцумян вказав на відсутність в туманності Андромеди білих над гігантів з абсолютною зоряною величиною -,5 і біль яскравих. В Нашій Галактиці такі зорі існують, також вони існують в спіралях типу Sc .
Характерний для Sc розвиток рукавів має друга найближча до нас туманність NGC 598 в сузір'ї Трикутника. Можливо і вона є двійником Нашої Галактики.
Що являють собою спіральні рукави?
На фотографіях, одержаних через червоний фільтр, спіралей не видно, видно лише рівномірно освітлений фон. Це говорить про те, що спіралі складаються з білих і голубуватих зір.
При візуальному спостереженні підвищена чутливість ока до червоного та жовтого світла також згладжує різницю в блиску і не дає можливості розглянути спіральну структуру.
Отже, спіральні галактики - гігантські дископодібні скупчення жовтих і червоних зір. Їх головній площині знаходиться не дуже багато чисельні зорі розташовані у вигляді спіралі. Біло-голубі зорі - найбільш суттєва особливість галактик, але їх маса дуже мала в порівнянні з масою всієї системи.
Виміряні спектральним методом променеві швидкості показали, що вони різні по різні сторони від ядра галактики. Це можливо лише при умові, що спіральні галактики обертається відносно ядра (свого центра).
Детальне дослідження показало, що обертання в різних точках відбувається з різними швидкостями. В Галактиці Андромеди кутова швидкість центральних областей приблизно однакова, але при наближенні до країв ядра вона різко падає до нуля. Області на віддалі ?500 пс від центра не беруть участі загальному обертанні галактики. При дальшому віддалені від центра кутова швидкість знову зростає і досягає максимуму на віддалі ?1500 пс, після чого повільно зменшується.
Не відомо чи падіння швидкості до нуля біля країв ядра є властивістю всіх спіральних галактик чи лише типу Sb
Невідомий напрям обертання галактик по відношенні до спіральних рукавів (спіраль закручується чи розкручується).
Останнім часом схиляються до думки, що галактики обертаючись тягнуть за собою рукави спіралей, тобто, що галактики „закручуються”.
Проміжними між еліптичними і спіральними галактиками є тип лінзоподібних галактик (SO).Як і галактики типу Е, вони не мають певної структури, але яскравість від центра до краю в них змінюється стрибками. У цих галактиках виділяють ядро, дуже сплюснуте згущення -лінзу і слабкий, іноді кільцеподібний ореол.
Неправильні галактики.
Представниками неправильних галактик є Велика і Мала Магелланові Хмари. Неозброєним оком вони спостерігаються як шматки Чумацького шляху. Око не розрізняє в них окремих зір. Вони мають величезні розміри. На великій Хмарі видимий диск Місяця вклався б 200 раз, а на малій - 70 раз. Всередині телескопа: Магеланові Хмари складаються з великої кількості зірок. Серед зір зустрічаються зорі всіх спектральних класів включно із змінами різних типів, також білі гіганти і надгіганти, які відсутні в еліптичних галактика і ядрах спіралей. В Магеланових Хмарах є кульові скупчення, розсіяні скупчення і газові туманності. (Всі об'єкти, які відомі нам в галактиці зустрічаються в Магеланових Хмарах).
Характерні властивостей об'єктів, які входять до Великої Магеланової Хмари за звичай бувають сильно виражені. Наприклад: зорі над гіганти мають надзвичайно високу світимість, світлі газові туманності хмари являються найбільшими представниками цього типу об'єктів. Особливо виділяється велика газова туманність Золотої Риби.
Якщо врахувати, що екліптичні туманності зовсім не мають надгігантів і газових хмар, то можна припустити, що в ряду галактик неправильні займають одне крайнє положення, а еліптичні - друге.
Віддаль до Магеланових Хмар визначають за допомогою Цефеїд. Велика Хмара знаходиться на віддалі 23400 пс, Мала - 25600 пс. Вони майже в 10 раз ближче ніж найближчі спіральні і еліптичні туманності. Внаслідок близького їх розташування певний час вважали, що Магеланові Хмари не являються самостійними, а являються частинами Нашої Галактики. На користь цієї гіпотези говорять малі розміри мас Хмар. Діаметр Великої Хмари 2400 пс, а Малої - 1800 пс.
В даний час в Мегагалактиці виявлено ряд інших неправильних галактик аналогічного типу. Тому можна вважати, що Магеланові Хмари є самостійними галактиками.
...Подобные документы
Сонце як небесне тіло. Прилади нагляду за Сонцем. Сонячне випромінювання і вплив його на Землю. Вивчення природи Сонця, з'ясування його впливу на Землю. Проблема практичного вживання невичерпної сонячної енергії. Сонце - джерело радіовипромінювання.
реферат [28,7 K], добавлен 01.05.2009Уявлення про систему світу, розташування в просторі і русі Землі, Сонця, планет, зірок і інших небесних тіл. Спостереження переміщення Сонця серед зірок. Перша геліоцентрична система, обертання небесних сфер. Вивчення будови Галактики, Чумацького Шляху.
реферат [41,5 K], добавлен 09.09.2009Дослідження вибухових процесів виділення енергії в атмосфері Сонця. Вивчення швидких змін в магнітному полі Землі, що виникають у періоди підвищеної сонячної активності. Аналіз впливу спалахів на Сонці та магнітних бур на здоров'я і самопочуття людей.
презентация [1,3 M], добавлен 28.10.2012Геліоцентрична концепція Сонячної системи як групи астрономічних тіл, що обертаються навколо зірки на ім'я Сонце. Геоцентрична система Птолемея. Характеристика планет Сонячної системи (Меркурій, Венера, Марс, Юпітер, Сатурн, Уран, Нептун та Плутон).
презентация [12,1 M], добавлен 12.05.2014Геліоцентрична система Коперника. Математичні недоліки системи Миколи Коперника. Його власний твір "Про обертання небесних сфер". Примирення геліоцентричної системи Коперника з науковою програмою Арістотеля. Астрономічні праці Кеплера, його закони руху.
реферат [22,9 K], добавлен 26.04.2009Юпітер – найбільша планета Сонячної системи, його дослідження. Швидкість обертання та супутники Сатурна. Відкриття німецьким астрономом Й. Галле Нептуна. Температура поверхні та орбіта Плутона. Астероїди, боліди, комети та метеорити, їх рух і відмінності.
презентация [302,4 K], добавлен 12.11.2012Історія спостережень за Меркурієм з найдавніших часів і до наших днів. Основні фізичні характеристики та особливості руху планети, період обертання навколо Сонця і тривалість сонячної доби. Атмосфера і фізичні поля та модель внутрішньої будови Меркурія.
реферат [1,1 M], добавлен 15.11.2010Релігійна теорія виникнення Сонячної системи. Велика Червона пляма. Супутники Марса, Юпітера, Сатурна, Урана. Походження, минуле і майбутнє Місяця. Постаккреційна еволюція: дія припливів і резонансів. Карликові планети та інші тіла Сонячної системи.
курсовая работа [50,5 K], добавлен 24.03.2015Гіпотези різних учених щодо процесу формування Сонячної системи. Походження та будова планет Сонячної системи. Закономірності у будові та таємниці Сонячної системи. Пізнання законів лептонів ВВЕ - фундамент нових технологій третього тисячоліття.
реферат [31,9 K], добавлен 13.08.2010Наукова гіпотеза Канта про походження Сонячної системи. Гіпотеза Лапласа та критичні зауваження Фуше. Доведення існування механізму перенесення кутового обертального моменту Сонця до планет. Походження, будова та закономірності планет Сонячної системи.
реферат [23,4 K], добавлен 26.04.2009Дослідження методів вивчення знань з астрономії. Наша Сонячна система, її склад, характеристика планет (Земля, Луна, Сатурн, Марс). Малі тіла, комети, супутники планет та зорі. Наукові гіпотези про походження Всесвіту та основні етапи його розвитку.
презентация [756,4 K], добавлен 07.04.2011Місце Марса в Сонячній системі, його будова та астрономічні характеристики. Основні супутники. Специфіка атмосфери і клімат планети. Рельєф поверхні і переважний ландшафт. Стан і кількість води. Перші марсоходи. Особливості гори Олімп і каньйонів.
презентация [6,4 M], добавлен 02.11.2014Геліоцентризм, геліоцентрична система світу - вчення про центральне положення Сонця у планетній системі, що затвердилось після праць Коперника і прийшло на зміну геоцентризму. Закони Кеплера - емпіричні залежності, що описують рух планет навколо Сонця.
презентация [481,8 K], добавлен 06.10.2013Визначення поняття "супутник" як невеликого тіла, що обертається навколо планети під дією її тяжіння. Дослідження походження, розмірів супутників планет: Марса (Фобос, Деймос), Юпітера (Іо, Європа, Ганімеда, Каллісто), Сатурна, Урана, Нептуна та Плутона.
презентация [1,6 M], добавлен 11.04.2012Обертання зірок Галактики. Ефект гравітаційного лінзування. Встановлення розмірів Галактики. Характерна особливість зірочок гало. Спіральні гілки (рукави) як одне з найбільш помітних утворень в дисках галактик. Спіральні рукави Чумацького Шляху.
реферат [16,6 K], добавлен 23.11.2010Проблема походження Сонячної системи. Концепція "гіпотеза Канта-Лапласа". Незвичайний розподіл моменту кількості руху Сонячної системи між центральним тілом – Сонцем і планетами. Космогонічна гіпотеза Джінса та її подальше відродження на новій основі.
реферат [17,2 K], добавлен 01.05.2009Загальні відомості про Венеру - планету Сонячної системи. Телескопічні спостереження Г. Галілея. Запуск космічних станцій для дослідження поверхні та хімічного аналізу складу атмосфери планети. Створення автоматичної міжпланетної станції "Венера-8".
презентация [10,3 M], добавлен 11.05.2014Історія створення Полтавської обласної гравіметричної обсерваторії та узагальнення її головних напрямків наукових досліджень – вивчення сили тяжіння. Створення гравіметричної карти України та радіотелескопа УРАН-2 з радіоінтерферометричного комплексу.
доклад [21,4 K], добавлен 20.04.2011Наукове значення спостереження сонячних затемнень, вивчення знімків, отриманих протягом повної фази затемнення. Поправки до таблиць руху Місяця і Сонця. Вивчення зовнішніх оболонок Сонця - корони і хромосфери, будови земної атмосфери, ефекту Ейнштейна.
курсовая работа [180,3 K], добавлен 26.11.2010Розвиток наукової астрономії у Вавілоні, Давньому Єгипті, Стародавньому Китаї. Періодичні зміни на небесній сфері та їх зв'язок із зміною сезонів на Землі. Астрономічні винаходи, дослідження Коперника та Галілея. Становлення теоретичної астрономії.
реферат [35,5 K], добавлен 21.04.2009
