Типы галактик

Размещено на http://www.allbest.ru/

Государственное учреждение образования «Лицей №2» г. Минска

Реферат по дисциплине «Астрономия»

на тему:

Типы галактик

Выполнил:

ученик 11 Бх-2 класса

Мурашко Игнат

Минск, 2018



Содержание

галактика внешний визуальный открытие

Введение

1. Путь к открытию внешних галактик и к созданию классификации их типов

2. Классификация типов галактик по их визуальным признакам, предложенная Эдвином Пауэллом Хабблом

3. Характеристика особенностей типов галактик по их визуальным признакам

3.1 Эллиптические галактики

3.2 Линзообразные галактики

3.3 Спиральные галактики

3.4 Млечный Путь как спиральная Галактика

3.5 Неправильные галактики

3.6 Взаимодействующие галактики

4. Краткая характеристика возможностей и совершенствования современной классификации типов галактик по визуальным и другим признакам

4.1 Сравнительная характеристика применения последовательности Хаббла

4.2 Система де Вокулёра

4.3 Йеркская система

Заключение

Использованные источники



Введение

В настоящее время в астрономии является актуальным исследование огромного числа объектов Вселенной: звезд, туманностей, галактик. Предположительно только галактик сейчас более 2 триллионов. В ходе исследований для систематизации и получения результатов огромное значение имеет возможность классификации галактик. Из огромного количества фотоснимков, полученных с применением телескопов, показали, что галактики различаются по внешнему виду и структуре, по их визуальным признакам. В современной астрономии сейчас широко используется самая первая классификация типов галактик по их визуальным признакам (она, поэтому называется морфологической Морфологическая классификация галактик -- система разделения галактик на типы (группы) по визуальным признакам, используемая в астрономии. Существует несколько схем разделения галактик на морфологические типы. Наиболее известная была предложена Эдвином Хабблом, и впоследствии развита Жераром де Вокулером и Аланом Сендиджем, учеником Эдвина Хаббла.), предложенная Эдвином Пауэллом Хабблом в 1926 году, называемая также последовательностью Хаббла.

С момента открытия Э.Хаблом в 1924-1926гг. туманностей, звёзд и межзвёздного вещества, расположенных вне нашей Галактики (греч. gala -- молоко) эти гигантские гравитационно-связанные системы, по аналогии с нашей Галактикой также стали называть галактиками. Современные мощные телескопы сделали доступной регистрацию сотен миллиардов галактик. Появился статистический материал для выявления их индивидуальных характеристик и классификации. Поэтому классификация типов галактик по их признакам периодически дорабатывается. В современной классификации зарегистрированных в каталоге NGC галактик для этого используются визуальные признаки их типов из последовательности Э. Хабла: эллиптические (Е), спиральные (S), неправильные (Ir) и линзовидные (S0), они дополняются другими типами.

В связи с этим рассмотрение темы реферата «Типы галактик» актуально. Его целью является систематизация существующих и новых материалов по типам галактик и особенностям их классификации. Задачами, решаемыми в реферате, является систематизация добытой по теме реферата «Типы Галактик» информации:

о путях открытия внешних галактик и созданию классификации их типов;

общая характеристика по Э.Хаблу морфологической классификации индивидуальных форм (визуальных признаков) типов изучаемых галактик;

характеристика по визуальным признакам существующих типов галактик и их особенностей с использованием классификации;

краткая характеристика совершенствования современной классификации типов галактик по визуальным и другим признакам.

Классификация типов галактик постоянно дорабатывалась как Э.Хабблом, а затем Жераром де Вокулером и Аланом Сендиджем. Но за основу неизменно берется классификация типов галактик, предложенная Э.Хабблом, основанная на учете визуальных признаков изучаемых галактик.



1. Путь к открытию внешних галактик и к созданию классификации их типов

Ярчайшие и ближайшие к нам внешние туманности (галактики) - Магеллановы Облака - видны невооруженным глазом на южном полушарии неба и были известны арабам еще в 11 в., равно как и ярчайшая галактика северного полушария - Большая туманность в Андромеде. С этой туманности в 1612г. немецким астрономом С.Мариусом (1570-1624) началось изучение туманностей и звездных скоплений. Немало туманностей было обнаружено различными астрономами в 17, 18, 19 веках; тогда их считали облаками светящегося газа. На фотопластинках, полученных с помощью телескопов, был накоплен огромный банк данных в каталогах, который давал представление о разнообразии форм и видов туманностей и звездных скоплений. Сейчас каталог космических объектов: "туманностей" и скоплений обозначается NGC (New General Catalogue). Почему "туманностей" в кавычках? Потому что в 1880-х, когда этот каталог впервые был собран, исследователи еще не очень-то понимали, что представляют собой эти туманности (также как и в случае каталога Мессье). Многие из туманностей потом оказались галактиками, а не остатками сверхновых или постзвёздными туманностями. Считалось, что они находятся в составе нашей Галактики - Млечного пути.

Однако споры о том, что представляют собой эти туманности, велись постоянно уже в 18, 19 веках и в начале 20 века, вплоть до открытия внешних галактик американским ученым Э.Хабблом в 1925 году.

Представление о звездных системах за пределом нашей Галактики - Млечного Пути и Солнечной системы входящей в нашу Галактику, впервые обсуждали философы и астрономы 18 века: Э.Сведенборг (1688-1772) в Швеции, Т.Райт (1711-1786) в Англии, И.Кант (1724-1804) в Пруссии, И.Ламберт (1728-1777) в Эльзасе и В.Гершель (1738-1822) в Англии. Споры о природе "слабых туманностей" велись с конца XVIII века. Вильям Гершель 1785 г. высказал предположение, что они могут быть далекими звездными системами, но потом в 1795г. сменил свою точку зрения.

Одновременно с обнаружением в 1845-50 гг. первых туманностей со спиральным узором британско-ирландским астрономом Уильямом Россом были попытки их классифицировать. В ранних фотографических обзорах доминировали спиральные туманности, что позволило их выделить в отдельный класс.

В 1888 году А. Робертс выполнил глубокий обзор неба, в результате которого было обнаружено большое число эллиптических бесструктурных и очень вытянутых веретенообразных туманностей. В XIX веке в неразрешимых на звезды туманностях предпочитали видеть планетные системы.

В то время и до первой четверти 20 века господствовала теория, согласно которой все туманности принадлежат нашей Галактике и что она одинока.

Но уже к 1910 г. Джорд Ричи на 60" телескопе Апертуру телескопа традиционно измеряют в дюймах, 1 дюйм (обозначают как 1”) примерно равен 25.4 мм. Апертура (апертурная диафрагма) может ассоциироваться с оправой передней линзы или краями главного зеркала телескопа. Главная количественная характеристика круглой апертуры - ее диаметр. обсерватории Маунт Вилсон получил великолепные снимки, на которых было видно, что спиральные ветви больших туманностей усыпаны звездобразными объектами, но изображения многих из них были нерезкие, туманные. Это могли быть и компактные туманности, и звездные скопления, и несколько слившихся изображений звезд.

В 1912 г. В. Слайфер - американский астроном - обнаружил в спектрах далёких туманностей смещение линий к красному концу.

В 1918 году американский астроном Г.Д. Кёртис выделил в отдельную группу спирали туманностей с перемычкой и кольцеобразной структурой в отдельную группу. Кроме того, он интерпретировал веретенообразные туманности, как спирали, видимые с ребра.

Но большинство учёных тогда еще были уверены, что Вселенная состоит из единственной галактики -- Млечного Пути. Увиденное в телескопы, по-прежнему, классифицировали как галактические туманности Млечного Пути.

В 1919 году американский астроном Эдвин Хаббл начал работать на самом крупном астрономическом инструменте того времени -- 2,5-метровом телескопе Хукера в обсерватории Маунт-Вилсон (Калифорния, США).

В 1922 году Эдвин Хаббл предложил подразделить наблюдаемые туманности на внегалактические (галактики) и галактические (газо-пылевые).

В 1924--1925 годах Эдвин Хаббл обнаружил на фотографиях некоторых ближайших туманностей звёзды, из которых они состоят. На основе этого в 1925 году доказал, что они представляют собой звёздные системы, подобные нашей Галактике (Млечный Путь). Это было величайшее открытие мирового значения.

Таким образом, в первой четверти 20-х годов Эдвину Хабблу и его коллегам в ходе исследований с учетом уже имеющихся результатов других ученых и, в частности, Рича, стало ясно: спиральные туманности являются далёкими звёздными системами. Доказательством этого в 1924-1925 гг. стали исследования Эд. Хаббла и Дж. Ричи по разложению на звёзды спиральных рукавов туманностей в Андромеде и в Треугольнике. Они обнаружили в рукавах звезды маяки-цефеиды. По блеску цефеид было установлено, что эти ”туманности” в несколько раз дальше от нас, чем поперечник системы Млечного Пути, т.е. внегалактические. На этом примере Э.Хабблом было доказано, что туманности в Андромеде и Треугольнике расположены слишком далеко, чтобы быть частью Млечного Пути, расположены за пределами нашей собственной Галактики и являются самостоятельными отдельными галактиками. С этого времени, по аналогии с нашей Галактикой (Млечным Путем), эти внегалактические туманности стали называть галактиками.

Это открытие фундаментальным образом изменило научное видение Вселенной.

Итак, в первой четверти 20 века было однозначно доказано существование «островных Вселенных - Галактик», находящимися за пределами нашей Галактики - Млечного Пути.

Когда стало понятно, что во Вселенной не одна галактика, а миллионы и миллиарды, Эдвин Хаббл параллельно стал разрабатывать систему классификации этих галактик на основе многочисленных фотоснимков, полученных с применением телескопов. Но для окончательного решения вопроса о природе "слабых туманностей" было необходимо знать расстояние до них. Дискуссия по этому поводу продолжалась до 1925г. Расстояние до ключевого объекта - "туманности" Андромеды было установлено с помощью снимков 100" телескопа. С его использованием Э.Хаббл нашел в туманности Андромеды 36 цефеид. Амплитуды изменения блеска этих переменных звезд - сверхгигантов полностью соответствовали известным изменениям блеска у цефеид нашей Галактики. Зависимость «период - светимость», установленная по цефеидам Магеллановых Облаков и нашей Галактики, позволила определить светимость найденных Хабблом звезд. Сравнение блеска цефеид туманности Андромеды с блеском цефеид Магеллановых Облаков давало расстояние. Оно уводило туманность Андромеды далеко за пределы нашей звездной системы. Слабые туманности оказались далекими галактиками.

Эмдвин Памуэлл Хаббл, американский астроном -- один из наиболее влиятельных астрономов и космологов в XX веке, внес решающий вклад в понимание структуры космоса и Вселенной. Работая в обсерватории он обрабатывал результаты исследований ученых прошлых веков, интенсивно вел сам исследования, группировал изображения галактик на фотоснимках и выделил среди них эллиптические, линзообразные, спиральные и неправильные. Благодаря этому была разработана используемая и ныне в астрономии морфологическая классификация галактик -- система разделения галактик Вселенной на группы по визуальным признакам. Сам Хаббл считал, что эти визуальные признаки позволяют определить ступень эволюции любой галактики. Эволюционируя, она проходит через все элементы этой последовательности. Поэтому традиционно эллиптические галактики называют ранним классом, а спиральные -- поздним. На смену прежним, часто нечётким и сложным классификациям пришла чёткая, простая, стройная схема. Ее характеристика приводится ниже в разделе 2 «Классификация типов галактик по их визуальным признакам, предложенная Эдвином Пауэллом Хабблом».



2. Классификация типов галактик по их визуальным признакам, предложенная Эдвином Пауэллом Хабблом

Согласно подсчетам, во Вселенной в 10 раз больше галактик, чем предполагалась ранее - более 2 триллионов. Встречаются галактики различных форм, размеров и светимостей; некоторые из них изолированные, но большинство имеет соседей или спутников, оказывающих на них гравитационное влияние. Как правило, галактики спокойны, но нередко встречаются и активные. Фотоснимки показали, что галактики различаются по внешнему виду (визуальным признакам) и по структуре.

В современной астрономии наиболее широко используется самая первая классификация галактик по их визуальным признакам, окончательно разработанная Эдвином Пауэллом Хабблом в 1926 году, доработанная впоследствии им же в 1936г. и в последующие годы. Эта классификация использует форму (визуальные признаки) известных галактик (рисунок 1). На рисунке представлены основные визуальные признаки и типы галактик. Однако классификация была уточнена Жераром де Вокулер и Аланом Сендиджем. В реферате учтено, что в усовершенствованной последовательности Э.Хаббла все галактики делятся на 6 основных типов.



Рисунок 1 Классификация галактик по Хабблу

1) Эллиптические галактики (Е), имеющие вид эллипса с разным сжатием:

Е0 - круговые по виду;

Е7 - сигарообразные.

Количественно степень сжатие определяется как 10 (a-b)/a (а и b - большая и малая полуоси эллипса).

2) Линзообразные галактики (S0). Этот класс Хаббл добавил последним, спустя 10 лет после первой предложенной классификации.

3) Спиральные галактики (S):

4) Спиральные галактики с перемычкой - баром (SB);

5) Неправильные галактики (Irr) (от англ. irregular - «неправильный»).

6) Иррегулярные галактики (I). Эти галактики имеют свойства, не подпадающие под классификацию E, S, SB.

Галактики слишком тусклые, чтобы их можно было классифицировать, Хаббл обозначил символом Q.

Кроме того, в этой классификации при обозначениях галактик используются цифры, указывающие, насколько сплюснута эллиптическая галактика, и буквы - для указания, насколько плотно рукава спиральных галактик примыкают к ядру.

Графически эту классификацию представляют как ряд, который называют последовательность Хаббла (или камертон Хаббла из-за сходства схемы с этим инструментом) (см. рис. 1).

Дело Хаббла продолжили его коллега Жерар де Вокулер и Алан Сендидж, который в 1961 году закончил пересмотр последовательности Хаббла.

Основные новшества обновленной последовательности Хаббла следующие. Добавлен класс линзовидных галактик (S0 и SB0). Показано, что эти галактики являются переходным классом от эллиптических к спиральным.



3. Характеристика особенностей типов галактик по их визуальным признакам (индивидуальным формам)

Еще в начале 20 века многие астрономы полагали, что Вселенная состоит только из нашей Галактики - Млечного Пути. Хаббл использовал новый телескоп для наблюдения за звездами, известными как цефеиды, которые являются наиболее точными индикаторами расстояния в галактике. Его наблюдения открыли факт существования слишком далеких от Млечного пути объектов. Видимые в телескопе туманности были доказательством фактического существования других галактик вне нашей Галактики. С этим открытием Вселенная стала восприниматься по-новому. Открытие, что Млечный путь был лишь одним из многих галактик во Вселенной, раскололо астрономическое сообщество. Но это было только начало. Хаббл начал классифицировать галактики на группы в зависимости от их внешнего вида. Приведенная им классификация стала известна, как последовательность Хаббла. Ученый продолжал изучать галактики и, в конце концов, начал обращать внимание на спектры излучаемого ими света. Он заметил, что когда расстояние между галактиками увеличивается - красный свет смещается. Был выведен закон Хаббла относительно отношения расстояния и скорости галактики: чем дальше галактика, тем быстрее она перемещается.

В своей классификации Хаббл разделил все галактики на обширные типы, основываясь на их внешнем виде на фотографических пластинках, экспонированных в синем (В) фильтре. Американский астроном Хаббл произвел классификацию галактик по их виду (визуальным признакам).

3.1 Эллиптические галактики

(тип Е) (рисунок 2) составляют 13% от общего числа галактик. Эллиптические галактики имеют гладкую эллиптическую форму (от сильно сплющенных, до почти круглых) без отличительных деталей с равномерным уменьшением яркости от центра к периферии. Они обозначаются буквой E и цифрой, которая является индексом сплющенности галактики. Значения «индекса сплющенности» вычислялись с учетом значений большой a и малой b полуосей видимого эллипса. Форма наиболее сплющенных (E7) заметно отличается от эллипса. Поэтому внешне эллиптические галактики отличаются друг от друга в основном одной чертой -- большим или меньшим сжатием.

Э.Хаббл предложил считать показателем сжатия величину, которую можно вычислить, зная большую и малую ось её эллипса. Если галактика имеет форму шара, то её величина сжатия равна нулю, так как большая и малая оси эллипса равны. Если большая ось существенно больше малой, то иной класс, максимальный класс в этой системе -- 10. Записываются эти данные так: E0,…, Е7, где E -- это класс (эллиптическая), цифра -- подкласс. Кроме того, эллиптические галактики могут сильно отличаться друг от друга по размеру. Образование новых звезд в эллиптических галактиках практически не идёт.

Эллиптические галактики состоят из старых звёзд и практически полностью лишены газа.

Рисунок 2 Эллиптическая галактика M49 в созвездии Дева (тип Е4)

Так, круглая галактика будет иметь обозначение E0, а галактика, у которой одна из больших полуосей вдвое больше другой, E5.

Они выглядят как круг или эллипс, яркость которого быстро уменьшается от центра к периферии. По форме эллиптические галактики очень разнообразны: они бывают как шаровые, так и очень сплюснутые. В связи с этим они подразделены на 8 подклассов -- от Е0 (шаровая форма, сжатие отсутствует) до Е7 (наибольшее сжатие) На рисунке 2.1. показан пример эллиптических галактик с разным сжатием.

Рисунок 2.1 Эллиптические галактики с разным сжатием

Эллиптические галактики - наиболее простые по структуре. Они состоят в основном из старых красных и желтых гигантов, красных, желтых и белых карликов. В них нет пылевой материи. Образование звезд в галактиках этого типа не идет уже несколько миллиардов лет. Холодного газа и космической пыли в них почти нет.

Отличительные черты эллиптических галактик:

1) их можно принять за шаровые скопления звезд, если не учесть, что галактика больше их по размерам;

2) вращаются они очень медленно, и, следовательно, они слабо сплюснуты. Это главное их отличие от спиральных галактик (которые вращаются очень быстро и вследствие этого, сильно похожи на веретено);

3) эллиптические галактики не содержат в себе ни звезд-гигантов, ни туманностей.

Вращение обнаружено лишь у наиболее сжатых из эллиптических галактик.

Физическим характеристикам этих галактик свойствен довольно широкий диапазон: диаметры -- от 5 до 50 кпк (килопарсек), массы -- от 10⁶ до 1013 масс Солнца, светимости -- от 106 до 1012 светимостей Солнца.

Около 25 % изученных галактик принадлежит к галактикам эллиптического типа.

3.4 Линзообразные галактики

(тип S0, рисунки 3, 3.1). Линзообразная (линзовидная) галактика является промежуточным типом между спиральной и эллиптической галактиками.

Продолжая дело Хаббла его ученик А. Сендидж, в 1961 году закончил пересмотр последовательности Хаббла. Им добавлен класс линзовидных галактик (S0 и SB0).

К линзообразным иногда относят и переходной тип галактики (ESO) от эллиптической к спиральной, показанный на рисунке 3, так как он содержит визуальные признаки и линзвидной.

Рисунок 3 Переходный тип галактики от эллиптической к спиральной ESO 325-G004

Линзовидные галактики являются переходным классом от эллиптических к спиральным. Они характеризуются наличием яркого, хорошо выделяющегося ядра и более менее однородного диска, или линзы, с резкой границей, погружённые в диффузную оболочку, прослеживающуюся далеко за границы диска. Спиральные ветви отсутствуют.

Многие из галактик ранее классифицированные как SBa были перенесены в класс SB0. Определение класса SBa стало более строгим: галактики этого класса обладают гладким баром и линзой и слабо развитыми туго смотанными спиральными рукавами. У галактик этого типа яркое центральное сгущение (балдж, от англ. bulge -- утолщение, вздутие) сильно сжато и похоже на линзу, а ветви отсутствуют или очень слабо прослеживаются.

Линзовидные галактики состоят из старых звёзд-гигантов, поэтому и цвет их -- красноватый. Две трети линзовидных галактик, подобно эллиптическим, не содержат газа, в одной трети содержание газа такое же, как у спиральных галактик. Поэтому процессы звездообразования идут очень медленными темпами. Пыль в линзовидных галактиках сосредоточена вблизи галактического ядра.

У галактик такого типа в оболочке наблюдают зарождающуюся спиральную структуру.

Рисунок 3.1 Линзовидная галактика NGC 5866 в созвездии Дракон (Галактика Веретено, тип S0-a)

В галактиках SB0 виден бар, пересекающий линзу; иногда широкий и неясный, иногда узкий и резкий. В оболочке может сформироваться кольцо. Хаббл разделил эти галактики на 3 группы:

SB0 (1) -- яркие линзы с широким и неясным баром, окруженные большой, тусклой, бесструктурной оболочкой (NGC 3384, NGC 4203);

SB0 (2) -- слабый широкий бар и одно кольцо в оболочке (NGC 2859);

SB0 (3) -- хорошо видимый бар и кольца (NGC 4653, NGC 5101).

3.3 Спиральные галактики

-- самый многочисленный тип: они составляют около 50% всех наблюдаемых галактик.

Общий вид спиральной галактики показан на рисунке 4.

Рисунок 4 Общий вид спиральной галактики

Спиральные галактики состоят из уплощенного диска из звезд и газа, в центре которого находится сферическое уплотнение, называемое балджем, а также обширного сферического гало. Размеры этих галактик достигают 40 кпк, а светимости -- 1011 светимостей Солнца.

В плоскости диска формируются яркие спиральные рукава, состоящие преимущественно из молодых звезд, газа и пыли. Примерно у половины спиральных галактик в центральной части имеется почти прямая звёздная перемычка -- бар, от которой начинают закручиваться спиральные рукава (см. рисунок 4).

Ветви спиральной галактики состоят из горячих звезд, сверхгигантов; они излучают радиоволны. Примерно десять процентов от массы всей такой галактики составляет масса нейтрального водорода.

Главное отличие спиральных галактик заключается в том, что они вращаются с бешеной скоростью.

Большая часть звёзд спиральной галактики расположена в пределах галактического диска. На галактическом диске заметен спиральный узор из двух или более закрученных в одну сторону ветвей или рукавов, выходящих из центра галактики (см. рисунок 4).

Хаббл разделил все известные спиральные галактики на нормальные спирали (обозначаются символом S) и спирали с баром (SB), которые в отечественной литературе часто называют галактиками с перемычкой или пересеченными.

В нормальных спиралях спиральные ветви тангенциально отходят от центрального яркого ядра и простираются на протяжении одного оборота. Число ветвей может быть различно: 1, 2, 3,… но чаще всего встречаются галактики только с двумя ветвями (см. рисунок 4).

В пересеченных галактиках спиральные ветви отходят под прямым углом от концов бара. Среди них тоже встречаются галактики с числом ветвей, не равным двум, но, в основной массе, пересеченные галактики обладают двумя спиральными ветвями.

В зависимости от того, являются ли спиральные рукава плотно закрученными или клочковатыми, или же по соотношению размеров ядра и балджа, добавляют символы a, b или c.

Так для галактик Sa характерен большой балдж и туго закрученная регулярная структура (рисунок 5, а - М 81 (Sa)).

К подклассу Sb относят галактики, имеющие более мощные и чёткие спирали, центральная часть менее выделяется (рисунок 5, б - М 51 (Sb)).

Для галактик Sc характерен небольшой балдж и развитая клочковатая спиральная структура, шарообразная часть которой слабо просматривается на общем фоне (рисунок 5, в - М 101 (Sc)).

а -- М 81 (Sa) б -- М 51 (Sb) в -- М 101 (Sc)

Рисунок 5 Спиральные галактики: а -- М 81; в -- М 101; в -- М 101

Различают два типа спиралей. У первого типа (рисунок 5), спиральные ветви выходят непосредственно из центрального уплотнения.

У второго типа они начинаются у концов продолговатого образования, в центре которого находится овальное уплотнение (рисунки 4, 6). У этих спиральных галактик в центральной части имеется почти прямая звёздная перемычка -- бар, от которой начинают закручиваться спиральные рукава (рисунок 6). Такие галактики называются спиральными с перемычкой.

Рисунок 6 Спиральная галактика с перемычкой NGC 1300 в созвездии Эридан (тип SBbc)

Создаётся впечатление, что две спиральные ветви соединены перемычкой, из-за чего такие галактики и называются пересеченными спиралями; они обозначаются символом SB. Спиральные галактики различаются степенью развитости своей спиральной структуры, что в классификации отмечается добавлением к символам S (или SA) и SB букв а, b,с.

Каждая спиральная галактика имеет центральное сгущение (рисунок 7). Цвет сгущений спиральных галактик -- красновато-жёлтый, свидетельствующий о том, что они состоят в основном из звезд спектральных классов G, K, и M (то есть самых маленьких и холодных).



Рисунок 7 Пример спиральной галактики «Вертушка» (Pinwheel) (объект списка Мессье 101 или NGC 5457)

Рукава спиральных галактик имеют голубоватый цвет, так как в них присутствует много молодых гигантских звёзд. Все спиральные галактики вращаются со значительными скоростями, поэтому звёзды, пыль и газы сосредоточены у них в узком диске (звезды «Населения I»). Вращение в подавляющем большинстве случаев происходит в сторону закручивания спиральных ветвей.

Обилие газовых и пылевых облаков и присутствие ярких голубых гигантов спектральных классов О и В говорит об активных процессах звёздообразования, происходящих в спиральных рукавах этих галактик.

Диск спиральных галактик погружён в разреженное слабосветящееся облако звёзд -- гало. Гало состоит из молодых звезд «Населения II», образующих многочисленные шаровые скопления.

В некоторых галактиках центральная часть имеет шарообразную форму и ярко светится. Балдж состоит из старых звезд «Населения II» и, часто, сверхмассивной черной дыры в центре. У других галактик в центральной части располагается "звёздная перемычка" -- бар. Как указывалось, в спиральных ветвях галактик сосредоточены самые яркие и молодые звёзды, яркие газопылевые туманности, молодые звёздные скопления и звёздные комплексы. Поэтому спиральный узор отчётливо виден даже у далёких галактик, хотя на долю спиральных рукавов приходится всего несколько процентов массы.

Наиболее известные спиральные галактики -- это наша Галактика Млечный Путь и туманность Андромеды.

3.4. Млечный Путь как спиральная Галактика

Млечный путь является спиральной Галактикой, содержащей 400 млрд. звезд, связанных между собой силой тяжести. С Земли, галактика представляется слабо светящейся полосой на ночном небе.

Определение Галактики Млечный Путь было дано исследователями, установившими, что это диск, имеющий внутреннее ядро.

Наиболее ранние упоминания о Млечном Пути можно найти в Древней Греции (800-500 г. до н.э.). Но точное происхождение проследить сложно. Термином начали пользоваться на западе еще 2500 лет назад. Так что первоисточник отыскать проблематично. Однако можно сказать, что само слово могло произойти от греческого слова «галактика», так как «галактос» обозначал «молочный небесный предмет».

История открытия данного явления насчитывает практически 2000 лет. Еще Платон называл эту полоску света швом, связующим небесные полушария. В противовес этому Анаксагор и Демоксид утверждали, что Млечный Путь (это какой цвет, мы рассмотрим) - своеобразная подсветка звезд.

Свою тайну Млечный Путь приоткрыл только в 1610 г. Именно тогда был изобретен первый телескоп, который и использовал Галилео Галилей. Знаменитый ученый увидел в прибор, что Млечный Путь - это настоящее скопище звезд, которые при рассмотрении невооруженным глазом сливались в сплошную слабо мерцающую полосу.

Важнейшим открытием Гершеля стал Великий План Вселенной. Этот ученый наблюдал в телескоп планеты и производил их подсчет на разных участках неба. Он сделать вывод о том, что Млечный Путь - это своеобразный звездный остров, в котором расположено и наше Солнце. Гершель даже нарисовал схематический план своего открытия.

Он представлял Млечный Путь в плоскости, проведённой через звёздное пространство в безграничную даль, при этом все звёзды и звёздные скопления относятся к этой плоскости, образуя наиболее плотное их скопление в направлении этой плоскости в виде довольно сильно светящегося пояса. В этом поясе будет бесчисленное множество звёзд, которые ввиду их кажущейся густоты дадут ровное беловатое мерцание - одним словом, представят нам Млечный Путь. Компьютерная модель нашей спиральной Галактики Млечный Путь представлена на рисунке 8.

Рисунок 8 Компьютерная модель галактики Млечный путь

Лишь в 1980-х годах астрономы высказали предположение, что Млечный Путь является спиральной галактикой с перемычкой, а не обычной спиральной галактикой.

Это предположение было подтверждено в 2005 году космическим телескопом имени Лаймана Спитцера, который показал, что центральная перемычка нашей галактики является большей, чем считалось ранее.

Структура Галактики Млечный путь скрыта от нас, потому что Солнечная системы находиться в одном из ее рукавов, что сильно затрудняет определение ее формы. Наблюдение за другими галактиками привело ученых к выводу, что Млечный путь может иметь форму спиральной галактики. Размеры Галактики Млечный Путь: диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), толщина - около 1000 световых лет.

Расположение звёздных скоплений. В группу галактик входят: наша Галактика; Туманность Андромеды M31; Туманность Треугольника M33; Большое Магелланово Облако (БМО); Малое Магелланово Облако (ММО); неправильные галактики NGC 6822, IC 1613; карликовые галактики.

Всего в группу галактик, размеры которой 1,5 мпк, наряду со спиральной Галактикой Млечный путь, входят около сорока галактик, связанных взаимной гравитацией.

3.5 Неправильные галактики

Для неправильных или иррегулярных галактик, обозначают Ir (от англ. irregular - "неправильный") характерна неправильная, клочковатая форма (рисунок 9).



Рисунок 9 Неправильная галактика NGC 1427A в созвездии Эридан (тип IBm)

Эти галактики отличаются тем, что:

1) они имеют бесформенный вид;

2) их звездный состав такой же, как и у ветвей спиральных галактик, за одним исключением: у неправильных нет ядра;

3) характеризуются своей нерегулярной формой и сравнительно малой массой;

4) неправильные галактики встречаются очень-очень редко.

По меткому замечанию американского астронома В. Бааде, этот тип явился «мусорной корзиной» для галактик, не поддающихся классификации.

Неправильные галактики делятся на 2 большие группы. К первой из них, обозначаемой как Irr I, относят галактики с намеком на определенную структуру. Деление Irr I не окончательное: так, если в изучаемой галактике обнаруживается подобие спиральных рукавов (характерны для галактик типа (S), галактика получает обозначение Sm или SBm (имеет в своей структуре перемычку); если же подобного явления не наблюдается используется обозначение Im.

Ко второй группе неправильных галактик (Irr II) относятся все остальные галактики с хаотичной структурой. Irr-галактики не обладают упорядоченной структурой, в них нет спиральных ветвей, хотя они и содержат внутри себя яркие области различных размеров (как правило, это области интенсивного звездообразования). Балдж в этих галактиках очень мал или совсем отсутствует.

Есть еще и третья группа неправильных галактик -- карликовые, обозначаемые как dI или dIrrs. Считается, что карликовые неправильные галактики похожи на наиболее ранние галактические образования, существовавшие во Вселенной.

Некоторые из них представляют собой небольшие спиральные галактики, разрушенные приливными силами более массивных компаньонов.

В прошлом считалось, что ближайшими к нам и самыми яркими на небе представителями таких галактик является Большое и Малое Магеллановы Облака.

Однако позже было обнаружено, что они имеют спиральную структуру с баром. Поэтому эти галактики были переквалифицированы в SBm, четвёртый тип спиральных галактик с баром.

3.6 Взаимодействующие галактики

Пока считаются представителями неправильных галактик. Первым, кто стал изучать взаимодействия близких галактик и составил каталог из тысяч взаимодействующих галактик, был русский астроном Борис Воронцов-Вельяминов. Если галактики в своем движении близко походят друг к другу, то они могут испытывать сильное гравитационное взаимодействие на расстоянии, даже не соприкасаясь. При взаимном проникновении галактики могут даже слиться друг с другом за несколько сотен миллионов лет.



3.8 Пекулярные галактики

Они обладают теми или иными индивидуальными особенностями, не позволяющими отнести их ни к одному из перечисленных выше классов.

Пример пекулярной галактики - радиогалактика Centaurus A (NGC 5128) (рисунок 10, 11).

Рисунок 10 Радиогалактика Центавр A (NGC 5128) в видимом свете

Рисунок 11 Радиогалактика Центавр A (NGC 5128). в рентгеновском диапазоне



4. Краткая характеристика возможностей и совершенствования современной классификации типов галактик по визуальным и другим признакам

Существует несколько схем разделения галактик на морфологические типы (по визуальным признакам). Наиболее известная была предложена Эдвином Хабблом, и впоследствии развита Жераром де Вокулером и Аланом Сендиджем.

Существуют и другие схемы классификации галактик, основанные на более тонких морфологических признаках, например, система де Вокулёра. Йеркская система и ряд других.

4.1 Сравнительная характеристика применения последовательности Хаббла

В применении к ближайшим галактикам современной Вселенной и отдаленных галактик древней Вселенной классификация Хаббла по визуальным признакам позволяет классифицировать и сравнивать приведенные в пп. 3.1 - 3.7 типы галактик. Схемы для сравнения приведены на рисунке 12.

Сравнение результатов применения классификации к ближайшим галактикам современной Вселенной и отдаленных галактик древней Вселенной классификация Хаббла показывает устойчивость и пригодность в применении к ближайшим галактикам современной Вселенной и отдаленных галактик древней Вселенной.

Как следует из просмотра информации сайтов Интернета, признаки галактик древней Вселенной получены астрономами - исследователями моделированием.

Из сравнения результатов, приведенных на рисунке 12, можно сделать вывод о широких возможностях классификации Э.Хаббла по визуальным признакам для любого возраста типов галактик Вселенной по их визуальным признакам.

Рисунок 12 Сравнительная характеристика применения последовательности Хаббла

Вот как написал о системе Хаббла известный астроном Вальтер Бааде: «Я использовал её 30 лет, и хотя упорно искал объекты, которые нельзя было бы уложить в хаббловскую систему, их количество оказалось столь ничтожным, что я смогу пересчитать их по пальцам».

Таким образом, морфологическая классификация галактик как система разделения галактик на группы по визуальным признакам, пригодна для использования в астрономии и в настоящее время.

Возможности применения последовательности Хаббла для сравнения различных типов современных галактик и их подтипов с учетом ее доработки Жераром де Вокулером и Аланом Сендиджем иллюстрируются рисунком 13.

Рисунок 13 Визуальное сравнение типов и подтипов галактик из современного каталога NGC

Классификация Хаббла является на данный момент самой распространенной, но не единственной.



4.2 Система де Вокулёра

В настоящее время достаточно широко используются система классификации де Вокулёра, представляющая собой более расширенную и переработанную версию классификации Хаббла, позволяющую пространственное (3D) представление визуальных признаков типов галактики.

Система де Вокулёра -- это широко употребимое расширение системы Хаббла, предложенная де Вокулёром в 1959 году.

Основываясь на работах по исследованию галактик южного неба, проведенных в обсерватории Маунт Стромло, Ж. де Вокулёр, взаимодействуя с А Сендиджем, попытался более основательно переработать классификацию Хаббла.

Основным недостатком классификации Хаббла де Вокулёр считал то, что разделение спиральных галактик на обладающие и не обладающие баром недостаточно хорошо отражает существующий диапазон морфологических особенностей (визуальных признаков) спиралей. В частности де Вокулёр указывал на такие структурные особенности спиральных галактик, как кольца и балджи.

В основе своей системы де Вокулёр сохранил хаббловское разделение галактик на эллиптические, линзовидные, спиральные и неправильные. Классификация эллиптических галактик не претерпела изменений. Основные изменения затронули классификацию спиральных, и в меньшей степени линзовидных и неправильных галактик.

4.3 Йеркская система

создана американским астрономом У.Морганом в Йеркской обсерватории. Вместе с Филиппом Кинаном они разработали систему классификации звезд по их спектрам (MK-система).

Спектральный анализ -- совокупность методов качественного и количественного определения состава объекта, основанная на изучении спектров взаимодействия материи с излучением, включая спектры электромагнитного излучения, акустических волн, распределения по массам и энергиям элементарных частиц и др.

Изучение спектров дает информацию о типе галактики, о температуре, скорости, давлении, других свойствах астрономических объектов (типов галактик).

Массовое исследование спектров галактик началось с создания «быстрых» спектрографов. Наблюдения показали, что спектры состава галактик обычно близки к спектрам звезд определенного типа, причем есть заметная корреляция между показамтелем цвемта B?V (спектром) и морфологическим типом (визуальными признаками по Хаблу) типа галактики.

Показатель цвета B?V («B минус V»). Характеризует распределение энергии в спектре объекта, то есть его цвет. Наиболее широко используемая характеристика цвета астрономических объектов -- один из показателей цвета спектрометрической системы.

Средние значения интегрального показателя излучения (цвета) основных типов галактик в последовательности Э.Хаббла и их корреляция между спектром и визуальными признаками типа галактики приведены в таблице.



Таблица

Корреляция интегрального показателя спектра излучения (цвета) с визуальными признаками основных типов галактик

Тип галактики по Хаблу (де Вокулёру)	E (0-7), эллипс. галактика	L, линзовая галактика	Sa, большой балдж галактики	Sb, промеж. балдж галактики	Sс, небольшой балдж, клочк. структура	Sс (Sd), небольшой балдж, клочк. структура	Irr (Sm), неправильн. галактика	Irr I (Im), неправильн. галактика
Интегральный показатель излучения	0.9	0.85	0.8	0.7	0.6-0.5	0.6-0.5	0.4	0.3

В этой шкале 0,0 соответствует белому цвету, 0,5 - желтоватому, 1,0 - красноватому.

Звёзды и другие объекты обычно излучают разное количество энергии в разных спектральных диапазонах. Например, горячие звезды испускают больше синего света, чем красного, а холодные -- больше красного, чем синего. Поэтому цвет звезды можно охарактеризовать разницей её звёздных величин, измеренных в разных диапазонах (с разными светофильтрами) и связать с визуальными признаками типа галактики.

В йеркской системе галактики разбиваются на группы в зависимости от их спектров, формы (визуальных признаков) и степени концентрации к центру (рисунок 13).



Рисунок 13 Современная классификация галактик по данным инфракрасных телескопов Гершель и Спитцер

На диаграмме рисунка 13 показан 61 близкий объект, снятый космическими телескопами Гершель и Спитцер. Они расположены примерно в 10-100 миллионах световых лет от Земли и были сфотографированы в рамках исследовательских программ.

При детальной спектрометрии обычно выясняется, что цвет галактики меняется от ядра к краю, что указывает на изменение звездного состава. Большинство галактик голубее во внешних областях, чем в ядре; у спиралей это проявляется гораздо заметнее, чем у эллиптических, поскольку в их дисках много молодых голубых звезд.

Неправильные галактики, обычно лишенные ядра, нередко бывают в центре голубее, чем на краю. По этим признакам возможно объединить спектральные признаки и визуальные признаки и сформировать типы галактик, выявить их характеристики и особенности с учетом их взаимосвязей и зависимости.

На изображениях галактик вместо звезд, видна межзвездная пыль, которая нагревается горячими молодыми звездами, видимые только инфракрасными телескопами, такими как Гершель и Спитцер.

Каждое отдельное изображение трехцветное и показывает теплую пыль (синий цвет), обнаруженную Спитцером на длине волны 24 мкм, и более прохладную пыль снятую Гершелем в диапазоне 100 мкм (зеленый) и 250 мкм (красный).

Вдоль морфологической последовательности (визуальных признаков) типов галактик по визуальным признакам последовательности Э. Хаббла: E, L, Sa, Sb, Sc, Irr, Irr I может быть измерен интегральный показатель их цвета (B - V), т.е. разность между звездной величиной галактики в голубых B и желтых V лучах.

Поэтому, в отличие от ранее рассмотренных усовершенствованной последовательности визуальных признаков Э.Хаббла, 3D-системы визуальных признаков де Вокулёра, йеркская современная система классификации спектров галактик по данным инфракрасных телескопов дает информацию о типе галактики, о температуре, скорости, давлении, визуальных признаках, других свойствах астрономических объектов (типов галактик). Как правило, визуальные признаки типов галактик (например, их диаметры) хорошо коррелируются с их абсолютной светимостью (см. таблицу «Корреляция интегрального показателя спектра излучения (цвета) с визуальными признаками основных типов галактик»).

Обзор интернет-сайтов показал, что существуют и другие схемы классификации галактик, основанные на более тонких морфологических деталях, но пока еще не развита объективная классификация, основанная на фотометрических, кинематических и радиоизмерениях признаках типов галактик и их групп.

Заключение

До первой четверти 20 века господствовала теория, согласно которой все туманности принадлежат нашей Галактике и что она одинока.

Большинство учёных тогда еще были уверены, что Вселенная состоит из единственной галактики -- Млечного Пути. Увиденное в телескопы, по-прежнему, классифицировали как галактические туманности Млечного Пути.

В 1924--1925 годах Эдвин Хаббл обнаружил на фотографиях некоторых ближайших туманностей звёзды, из которых они состоят. На основе этого в 1925 году доказал, что они представляют собой звёздные системы, подобные нашей Галактике (Млечный Путь). Это было величайшее открытие мирового значения. Оно фундаментальным образом изменило научное видение Вселенной. С этого времени, по аналогии с нашей Галактикой, эти внегалактические туманности стали называть галактиками.

Главной сутью открытия Хаббла в том, что он на основе огромного количества материала о туманностях, звездах, их скоплениях выяснил, что эти туманности расположены слишком далеко, чтобы быть частью Млечного Пути. Доказал, что в действительности это отдельные галактики, расположенные за пределами нашей собственной Галактики. Это открытие фундаментальным образом изменило научное видение Вселенной.

Было доказано существование «островных Вселенных - Галактик».

Когда стало понятно, что во Вселенной не одна галактика, а миллионы и миллиарды, Эдвин Хаббл параллельно стал разрабатывать систему классификации этих галактик на основе многочисленных фотоснимков, полученных с применением телескопов. Разработка была завершена в 1926 году, доработана к 1936 году и далее совершенствовалась Хабблом и его коллегами, учениками.

В основе наиболее часто используемой классификации типов галактик предложенной Э.Хабблом лежит схема: галактики разделяются на несколько основных классов: эллиптические (Е), спиральные (S) линзовидные (S0) и неправильные (Irr).

Она и ныне используется в астрономии как морфологическая классификация галактик -- система разделения галактик Вселенной на группы по визуальным признакам.

Задача классификации галактик даже по визуальным признакам очень трудная. Поскольку, согласно подсчетам, во Вселенной их насчитывается более 2 триллионов. Среди нескольких тысяч ярчайших галактик насчитывается типов галактик: примерно 17 процентов эллиптических, 80 процентов спиральных и около 3 процентов неправильных. Поэтому ее надо постоянно совершенствовать с учетом новых открытий и уточнения существующих результатов.

Классификация Хаббла является на данный момент самой распространенной, но не единственной Некоторое время полагали, что эта классификация имеет эволюционный смысл, т. е. что галактики «передвигаются» вдоль «камертонной диаграммы» Хаббла, последовательно меняя свою форму. Сейчас этот взгляд считается ошибочным.

Классификация типов галактик постоянно дорабатывалась как Э.Хабблом, а затем Жераром де Вокулером и Аланом Сендиджем. Но за основу неизменно берется классификация типов галактик, предложенная Э.Хабблом, основанная на учете визуальных признаков изучаемых галактик.

Основным недостатком классификации Хаббла де Вокулёр считал то, что разделение спиральных галактик на обладающих и не обладающих баром недостаточно хорошо отражает существующий диапазон морфологических особенностей спиралей. В частности де Вокулёр указывал на такие структурные особенности спиральных галактик, как кольца и балджи.

Проблема классификации Хаббла состоит и в том, что она, главным образом, полагается на оптические изображения, с помощью которых почти невозможно отличить тонкие сплющенные диски звезд от сильно округлых сфероидов. По этой причине доля дискообразных систем, скрытых в галактиках раннего типа, была вопросом дебатов в течение многих десятилетий. Решение проблемы стало возможным благодаря наблюдениям за звездной кинематикой: звезды в тонком диске вращаются намного быстрее, чем звезды в сфероиде. Это означает, что кинематика позволяет отличить диск от сфероида в любом наклоне. Кроме того Однако это требует сложных и отнимающих много времени наблюдений.

В реферате «Типы галактик» выполнена систематизация существующих информационных материалов по типам галактик и методам их классификации по визуальным признакам добытой по теме реферата «Типы Галактик» информации выполнена по следующим направлениям:

формирование представления о предистории и факте открытия в астрономии внешних галактик и созданию классификации их типов;

содержание разработанной Э.Хабблом классификации типов галактик по их визуальным признакам;

характеристика существующих типов эллиптических, линзовых, спиральных галактик, Млечного Пути, неправильных, взаимодействующих, пекулярных галактик по их визуальным признакам с использованием классификации Э.Хаббла;

краткая характеристика возможностей и совершенствования современной классификации типов галактик по визуальным и другим признакам с использованием усовершенствованной последовательности Хаббла, системы де Вокулёра, позволяющей пространственное (3D) представление визуальных признаков типов галактики, йеркской современной системы классификации спектров галактик по данным инфракрасных телескопов.

Еще раз акцентировано внимание на факт, что с момента открытия Э.Хаблом в 1924-1926гг. туманностей, звёзд и межзвёздного вещества, расположенных вне нашей Галактики (греч. gala -- молоко) эти гигантские гравитационно-связанные системы, по аналогии с нашей Галактикой также стали называть галактиками. Количество открытых и вновь глубже познанных типов галактик быстро растет. Поэтому требуется постоянное совершенствование классификаций и изучение признаков, особенностей типов галактик Вселенной.

Выявлено, что в отличие от ранее рассмотренных усовершенствованной последовательности визуальных признаков Э.Хаббла, 3D-системы визуальных признаков де Вокулёра, йеркская современная система классификации спектров галактик по данным инфракрасных телескопов дает информацию о типе галактики, о температуре, скорости, давлении, визуальных признаках, других свойствах астрономических объектов (типов галактик).

Обзор интернет-сайтов показал, что существуют и другие схемы классификации галактик, основанные на более тонких морфологических деталях, но пока еще не развита объективная классификация, основанная на фотометрических, кинематических и радиоизмерениях признаках типов галактик и их групп.

При выявлении корреляции этих новых признаков с классическими визуальными признаками типов галактик классификация по визуальным признакам может хорошо дополняет новые классификации типов галактик, что и используется.

В ходе разработки выявлено, что в современной астрономии, наряду с новыми классификациями, широко используется самая первая усовершенствованная классификация типов галактик по их визуальным признакам, предложенная Эдвином Пауэллом Хабблом в 1926 году, называемая также последовательностью Хаббла.



Список использованных источников

1. Галузо Н.В. Астрономия: учебник для 11 кл. Минск: Адукацыя і выхованне. 2015. 224 с.

2.Мир_галактик. Информационный ресурс: http:// prezentacii.info/ wp-content/ uploads/ 2015/11/ LKvYa1hFYcqpUZL7.

3. Информационный ресурс: https://studfiles.net/preview/2674830/page:2.

4. Основные типы галактик (по Э. Хабблу). Информационный ресурс: http://planetologia.ru/sun/213-the-main-types-of-galaxies-by-hubble.html.

5. Ефремов Ю.Н. Постоянная Хаббла. Информационный ресурс: http:// www.astronet.ru /db/msg/1198710.

6. Млечный путь. Его история, откритие, характеристика, структура. Информационный ресурс: http://f b.ru/article/ 264402/mlechnyiy-put--- eto-istoriya - otkryitiya-harakteristika-struktura.

7. Спектральный анализ в астрономии. Информационный ресурс: http://vk.gseosem.com/spektralnyj-analiz-sovokupnost-metodov-kachestvennogo-i.

8. Типы галактик. Информационный ресурс: http://kosmoved.ru/galakt_tip.shtml.

Размещено на Allbest.ru

...