Строение и эволюция галактики

Размещено на http://www.allbest.ru/

Федеральное государственное бюджетное образовательное учреждение высшего профессионального образования

Российская академия правосудия

Реферат

по дисциплине " Естествознание "

Тема " Строение и эволюция галактики"

Выполнил: Миценко У.Н.

Проверила: Флик Е.А.

Ростов-на-Дону 2013 г.

Галактика (др.-греч. ГблбоЯбт - молочный, млечный) - гигантская, гравитационно-связанная система из звёзд из звёздных скоплений, межзвёздного газа и пыли, и тёмной материи. Все объекты в составе галактики участвуют в движении относительно общего центра масс.

Галактики - чрезвычайно далёкие астрономические объекты. Расстояние до ближайших из них принято измерять в мегапарсеках, а до далёких - в единицах красного смещения z. Разглядеть на небе невооружённым глазом можно всего лишь три из них: туманность Андромеды (видна в северном полушарии), Большое и Малое Магеллановы Облака (видны в южном).

Разрешить изображение галактик до отдельных звёзд не удавалось вплоть до начала 20 века. К началу 1990-х годов насчитывалось не более 30 галактик, в которых удалось увидеть отдельные звёзды, и все они входили в местную группу. После запуска космического телескопа "Хаббл" и ввода в строй 10-метровых наземных телескопов число разрешенных галактик резко возросло.

Галактики отличаются большим разнообразием: среди них можно выделить сфероподобные эллиптические галактики, дисковыеспиральные галактики, галактики с перемычкой, линзовидные, карликовые, неправильные и т. д. Если же говорить о числовых значениях, то, к примеру, их масса варьируется от 107 до 1012масс Солнца, для сравнения - масса нашей галактики Млечный Путь равна 2·1011 масс Солнца. Диаметр галактик - от 5 до 250 килопарсек (16--800 тысяч световых лет), для сравнения - диаметр нашей галактики около 30 килопарсек (100 тысяч световых лет). Самая большая известная на 2012 год галактика IC 1101 имеет диаметр более 600 килопарсек.

Одной из нерешённых проблем строения галактик является тёмная материя, проявляющая себя только в гравитационном взаимодействии. Она может составлять до 90 % от общей массы галактики, а может и полностью отсутствовать, как в некоторых карликовых галактиках.

В пространстве галактики распределены неравномерно: в одной области можно обнаружить целую группу близких галактик, а можно не обнаружить ни одной, даже самой маленькой галактики (так называемые войды). Точное количество галактик в наблюдаемой части Вселенной неизвестно, но, по всей видимости, их порядка ста миллиардов (1011).

Галактики не имеют чётких границ. Нельзя точно сказать, где кончается галактика и начинается межгалактическое пространство. К примеру, если в оптическом диапазоне галактика имеет один размер, то определяемый по радионаблюдениям межзвёздного газа радиус галактики может оказаться в десятки раз больше. От размера зависит и измеряемая масса галактики. Обычно под размером галактики понимают фотометрический размер изофоты 25-й звёздной величины с квадратной угловой секунды в фильтре B. Стандартное обозначение такого размера - D25.

Масса дисковых галактик оценивается по кривой вращения в рамках некой модели. Выбор оптимальной модели галактики опирается как на форму кривой вращения, так и на общие представления о структуре галактики. Для грубых оценок массы эллиптических галактик необходимо знать дисперсию скоростей звёзд в зависимости от расстояния от центра и радиальное распределение плотности.

Масса холодного газа в галактике определяется по интенсивности линии H I. Если регистрируемая плотность потока излучения от галактики или какой-либо её части равны Fн, то соответствующая масса равна:

,

где D - расстояние в мегапарсеках, поток выражен в янских.

Оценка массы молекулярного газа весьма сложна, так как спектр самой распространённой молекулы H2 не имеет линий, возбуждаемых в холодном газе. Поэтому исходными данными являются интенсивности спектральных линий молекулы CO (ICO). Коэффициент пропорциональности между интенсивностью излучения CO и его массой зависит от металличности газа. Но самая большая неопределённость связана с малопрозрачностью облака, из-за неё основная доля света, излучаемая внутренними областями, поглощается самим же облаком, таким образом, до наблюдателя доходит свет только от поверхности облаков.

Схема строения спиральной галактики

Ядро - крайне малая область в центре галактики. Когда речь заходит о ядрах галактик, то чаще всего говорят об активных ядрах галактик, где процессы нельзя объяснить свойствами сконцентрированных в них звёзд.

Диск - относительно тонкий слой, в котором сконцентрировано большинство объектов галактики. Подразделяется на газопылевой диск и звёздный диск. галактика ядро межзвёздный гравитационный

Балдж (англ.. bulge - вздутие) - наиболее яркая внутренняя часть сфероидального компонента.

Гало -- внешний сфероидальный компонент. Граница между балджем и гало размыта и достаточно условна.

Другие возможные элементы.

Полярное кольцо - редкий компонент. В классическом случае галактика с полярным кольцом имеет два диска, вращающихся в перпендикулярных плоскостях. Центры этих дисков в классическом случае совпадают. Причина возникновения полярных колец до конца не ясна.

Сфероидальный компонент - сфероподобное распределение звёзд.

Спиральная ветвь (спиральный рукав) - уплотнение из межзвёздного газа и преимущественно молодых звёзд в виде спирали. Скорее всего, являются волнами плотности, вызванными различными причинами, однако вопрос об их происхождении до сих пор окончательно не решён.

Бар (перемычка) - выглядит как плотное вытянутое образование, состоящее из звёзд и межзвёздного газа. По расчётам, главный поставщик межзвёздного газа к центру галактики. Однако почти все теоретические построения основываются на факте, что толщина диска много меньше его размеров, иными словами, диск плоский, и почти все модели - упрощённые двумерные модели, расчётов трёхмерных моделей дисков крайне мало. А трёхмерный расчёт галактики с баром и газом в известной литературе всего один. По данным автора данного расчёта, газ не попадает в центр галактики, а проходит довольно далеко.

Эволюция галактик.

Эволюцией галактики называется изменение её интегральных характеристик со временем: спектра, цвета, химического состава, поля скоростей. Описать жизнь галактики непросто: на эволюцию галактики влияют не только эволюция отдельных её частей, но также и её внешнее окружение. Вкратце процессы, влияющие на эволюцию галактики, можно представить следующей схемой.

Эволюция протекает на лет быстрее при протогалактическое сжатие, большом мёрджинге (слияние галактик), давлении горячего межгалактического газа.

Эволюция протекает медленнее на лет при продолжительности аккреции на диске, малом слиянии, приливном взаимодействии галактик. А также, если эволюция вызвана неустойчивостью бара, темным гало, черной дырой, спиральными ветвями, галактическими ветрами и фонтанами.

На протяжении эволюционного развития возникают другие процессы важные для галактики: формирование звезд, обогащение металлами, обратная связь через сверхновые и активные ядра, возобновление газа.

Источники

1. Засов А.В., Постнов К.А. Общая астрофизика

2. Ю.Н. Ефремов. Постоянная Хаббла.

3. Джеймс Биллей. Галактика

4. Теренс Диккенсон. "The Universe and Beyond"

5. Куликовский П.Г., Звездная астрономия

Размещено на Allbest.ru