Основни характеристики на галактиките



Дата26.09.2018
Размер98.4 Kb.
НАРОДНА АСТРОНОМИЧЕСКА ОБСЕРВАТОРИЯ

“Юрий Гагарин”

Стара Загора

КУРС ПО ОБЩА АСТРОНОМИЯ ЗА АСТРОНОМИ-ЛЮБИТЕЛИ

Надя Кискинова

ОСНОВНИ ХАРАКТЕРИСТИКИ НА ГАЛАКТИКИТЕ




СВЕТИМОСТ НА ГАЛАКТИКИТЕ


Светимостта на една галактика това е количеството енергия, която тя излъчва за единица време.

Както при звездите и тук светимостта на галактиката L е свързана с абсолютната звездна величина M, а тя – с видимата звездна величина m и разстоянието r по познатата формула на Погсон:


M = m + 5 – 5 lg r


Само трябва да се има предвид, че тук видимата звездна величина е сумарна величина, отнасяща се за множеството от звезди в дадена галактика.

Светимостите на галактиките варират в широки граници - със стотици порядъци.

Най-ярките галактики са най-малобройни. Това са гигантските галактики, които могат да бъдат добре изучени дори ако са на огромни разстояния. Техните абсолютни звездни величини са от порядъка на М = -24. Нашата Галактика спада към едни от най-големите и ярки. Предполага се, че абсолютната звездна величина на Млечния път е М = -21.


Това е недалечната голяма спирална галактика М 83. Така би изглеждал Млечния път за наблюдатели извън него.
Тъй като светимостта на галактиките зависи от броя най-вече на ярките масивни звезди в тях, а те са в огнищата на звездообразуване, то светимостта на галактиките зависи не толкова от размерите й или броя на звездите, колкото от активността на процесите на зараждане на звезди. Потвърждение на това са откритите от космическия телескоп “Хъбъл” изключително неярки, открояващи се в инфрачервения спектър на излъчване огромни спирални галактики

Ако светимостта на галактиките дава информация за излъчването им като цяло, то светимостта на единица повърхност, примерно 1´´, дава информация за структурните особености. Повърхностна фотометрия на галактиките е правил още Едуин Хъбъл. За елиптичните галактики той установява, че повърхностната им яркост намалява плавно от центъра към краищата. Същото важи и за централните части на спиралните галактики.

През 1960 г. Сидней Ван ден Берг открива на снимки на спирални галактики ред морфологични особености и ги класифицира по светимост. Докато класификацията на Хъбъл подрежда спиралните галактики според развитост на спиралните им ръкави, то Ван ден Берг ги подрежда в перпендикулярно на съответния клас направление. Наистина галактиките имат различна светимост, макар че са съотнесени към даден тип според Хъбъл. Класовете им на светимост макар качествено,но уточняват структурната им класификация. Ван ден Берг въвежда спектрални класове от І до ІV, като светимостта на една галактика от І тип е около 5 пъти по-висока от тази от ІV тип.

РАЗМЕРИ НА ГАЛАКТИКИТЕ


Размерите на един небесен обект, включително и на галактиките са видими d и истински D, като връзката между тях е чрез разстоянието r:

D ~ r . d

Видимите размери се измерват в дъгови единици – обикновено дъгови минути и секунди и дават представа за това каква част от небето заема галактиката.

Истинските размери на галактиките се измерват обикновено в килопарсеци – Кпс. Определят се трудно и силно зависят от уреда, с който се наблюдава.

Така например, най-близката спирална галактика в Андромеда М 31 има видим диаметър по-малък от 1° с неголям телескоп, но с по-мощен телескоп, видимият й диаметър е вече 3°, тъй като се виждат по-слабо светещите краища на галактиката.



М 31

Наблюдавана с електрофотометър същата галактика има видим диаметър вече 7,5°.Благодарение на това, че в тази близка галактика може да се разграничат звезди като Цефеидите, наблюдавани са Нови и Свръхнови, може с определеност да се даде разстоянието до нея – 2,5 млн. св.г. и размерите, възлизащи на 300 000 св.г.





Пак М 31 с по-голямо увеличение.


Прието е да се говори не изобщо за размери на галактиките, които както се вижда водят до нееднозначност, а за ИЗОФОТЕН ДИАМЕТЪР. Изофотите са линии, съединяващи точките с еднаква яркост. Изофотният диаметър на една галактика се определя по изофотата, съединяваща точки от 25 зв.в.
Изофотният диаметър е всъщност видимият диаметър на галактиката. Ако се знае разстоянието до нея, може да се определят пространствените й размери.

Размерите на галактиките също варират в широки граници – от галактики-джуджета, най-малките от които са трудно различими от кълбовидните звездни купове с размери по-малки от Кпс до гигантските елипсовидни и спирални галактики с диаметри 100 и повече Кпс.





СПЕКТРИ НА ГАЛАКТИКИТЕ

Галактиките са толкова далече, че дори М 31 се вижда като мъгляво петънце с просто око и неголям телескоп. Първият признак, по който започнали да определят едно петънце като галактика бил неговият звезден спектър.

Освен за идентифирането на галактиките, спектрите им дават информация за типа преобладаващо звездно население. По галактичния спектър може да се определи друга важна характеристика – масата, а също - въртенето и разстоянието до галактиката.



Определяне въртенето на галактика по ефекта на Доплер.
Немалко усилия били хвърлени за получаване спектрите на галактиките. Дори за М 31 били необходими поне 7 часа с 60-см телескоп, с който Слайфер получил първите галактични спектри.

Сега се използват електронни детектори, чрез които с голяма точност може да се определи интензивността на линиите с различна дължина на вълната. Това, както и наличието на достатъчен набор от звездни спектри на различни типове звезди, позволява достатъчно точно да се получат параметрите на звездите от другите галактики.


Преобладаващ тип звезди в галактиките
Така например, от спектъра на М 31 става ясно, че в тази галактика преобладават младите звезди, на които се дължи излъчването на водорода в синята част на спектъра. По наличието на линии на титанивия окис в галактичния спектър става ясно, че има и по-студени от Слънцето звезди, в чиито атмосфери съществуват молекули, излъчващи в инфрачервената част на спектъра. По наличието на линии на магнезия в зелената част на спектъра може да се каже, че в М 31 има и доста звезди като Слънцето. Но като цяло, типа на звездите в тази галактика силно се отличава от този в околностите на Слънцето. В М 31 има много повече неярки червени звезди – червени джуджета. За това говори показателят МАСА В ЕДИНИЦА ОБЕМ КЪМ ПЪЛНА СВЕТИМОСТ – M/L, който за М 31 е 20, а за нашата Галактика едва 0,7.
Като цяло, най-често в спектрите на галактиките преобладават звезди от спектрални класове F и G, като

  • при неправилните галактики преобладават млади звезди от клас A - F ;

  • при спиралните галактики – от F –G;

  • при елиптичните – стари звезди от класове G-K.


Въртене на галактиките
През 1901 г. в обсерваторията построена от Лоуел край Флагстаф в САЩ започнал работа Весто Слайфер на най-големия за времето си 60-см телескоп, снабден със спектрограф. Интересуващият се най-вече от марсианските “канали” и зараждането на планетите заможен астроном-любител Лоуел поръчал на Слайфер да провери дали се върти мъглявината М 31, която така приличала на протопланетна мъглявина. Слайфер ориентирал процепа на спектрографа по големия диаметър на мъглявината и получил наклонени към червения край на спектъра линии от тази част, която се отдалечава от нас и към синия край – от тази част, която се приближава до нас. Така по Доплеровия ефект може да се установи лъчевата компонента и количествено да се определи скоростта на въртенето. Колкото е по-голям наклонът на линиите, толкова е по-голяма скоростта на въртене.

Тъй като галактиките не се въртят като твърдо тяло, може да се построи КРИВА НА ВЪРТЕНЕ. Центърът на галактиката е началото на координатната система, по абсцисата са разстоянията на отделните части до центъра на галактиката, а по ординатната ос – скоростта.




За по-близките галактики, в които се различават отделни ярки обекти, кривата на въртене може да бъде получена по тях.

Кривата на въртене може да бъде получена с радионаблюдения на дължина на вълната 21 см на излъчване на неутралния водород, с който е запълнено междузвездното пространство в галактиките.

И така става ясно, че средно скоростите на въртене са от порядъка на 50-300 км/сек.

За Млечния път се приема средна скорост на въртене 250 км/сек, като 220-230 км/сек е скоростта на движение на Слънцето в Галактиката. Съответно периодът на едно завъртане е около 250 млн. години.

Периодите на въртене зависят от типа на галактиката и най-лесно се определят за тази тяхна част, която се върти като твърдо тяло.

Спиралните и елиптични галактики се въртят по различен начин. Въртенето за обектите в спиралните галактики е по-подредено – слънчевата галактична орбита не е затворена крива и движейки се постъпателно около галактичния център, Слънцето периодично пресича галактичната равнина, като ту “изкача” над нея, ту се “гмурка” под нея. Макар че описва сложна крива нашата и другите звезди имат определено място в структурата на Галактиката. Движението на звездите в елиптичните галактики обаче е напълно хаотично, случайно. Като цяло елиптичните галактики се въртят доста по-бавно.

Различният характер на въртене, както и близкото им галактично обкръжение са свързани с еволюцията на галактиките.



Характер на движението на звездите в а/спиралните галактики и б/елиптичните галактики
За разкриване тайните на галактиките е създаден специален уред, наречен “Сорон”, монтиран от 1999 г. на 4-метровия огледален телескоп в обсерваторията Ла Палма, Испания, о-в Майорка. Полевият интегрален спектрограф “Сорон” прилича на фасетно око на муха и се състои от 1500 събирателни микролещи, които концентрират светлината на галактиката в 15—микроскопични точици. Там светлината попада върху оптична мрежа от стъклени тристенни призми, които разлагат бялата светлина на съставните й цветове. Предназначението на уреда е чрез спектъра да долавя движението на звездите в галактиката по ефекта на Доплер. Така става ясно, че скоростта на звездите варира от 50 до 250 км/сек /180 000 до 900 000 км/час/ и се получават данни за въртенето на галактиките като цяло.

Галактики като елипсовидните и лещовидните, смятани за инертни, се оказаха доста интересни. Открити бяха и ядра в някои от тези галактики, които се въртят или в обратна посока или перпендикулярно на въртенето на самата галактика. Най-интересна е лещовидната галактика NGC 4550. В нея съвсем плосък централен диск от звезди, който се върти в една посока, е вложен в по-дебел звезден диск, въртящ се в точно обратната посока. Според учените странната галактика е резултат от сблъсъка и сливането на две лещовидни галактики с противоположни една на друга посоки на въртене.




Маси на галактиките

Масата на галактиката е важна нейна характеристика, опеделяща динамиката на тези огромни космически структури; взаимодействията вътре в галактиката и взаимодействията между галактиките. Галактиките са видимите вселенски структури и масата им е важна от космологична гледна точка за развитието на Вселената като цяло.

Най-точно се определят масите на взаимодействащите галактики.

В астрономията се прилагат няколко метода за определяне масите на отделните галактики, но нито един не е достатъчно точен:



  • ако се приеме, че масата на галактиката е съсредоточена в центъра – “точкова маса”, а околоосното й въртене може да се опише с кеплеровите закони, тогава масата й е пропорционална на размерите на галактиката d и квадрата от скоростта на околоосното й въртене v

M = d . v²/G , където G е гравитационната константа;





  • Метод на Тули-Фишер - по радиоизлъчването на неутралния водород на дължина на вълната 21 см, чиито линии се размиват поради Доплеровия ефект при въртенето на галактиката.

Съществува статистическа връзка от една страна между скоростите на въртене и абсолютната звездна величина на галактиките и от друга страна – между абсолютната звездна величина и масата им.

Така, в крайна сметка по скоростите на въртене на галактиките може да се стигне до оценка за тяхната маса, а те зависят от типа на галактиката:





Тип галактика

Е, S0

Sa

Sb

Sc


I

Маса в 10*10 Мслънце

0,4-350

2-20

1-3

0,1-30

0,1-10



ЗАКОН НА ХЪБЪЛ

В процеса на установяване въртенето на мъглявината М 31 Слайфер забелязал нещо напълно неочаквано – освен Доплеровия ефект, свързан с въртенето, линиите на спектъра като цяло били отместени към синия край на спектъра. Интерпретацията би могла да бъде една-единствена – мъглявината буквално “връхлита” върху нас със скорост 300 км/сек.

Само след 2 години Слайфер разполагал вече с лъчевите скорости на 13 други спирални мъглявини, които за разлика от М 31 се отдалечат от нас, а NGC 4594 в съзвездието Дева направо бяга “панически” със скорост 1000 км/сек.

Слайфер докладвал получените резултати на Конгреса на Американското астронавтическо дружество, на който присъствал Едуин Хъбъл. Скоро се появила статия в Popular Astronomy.

Вниманието било насочено към изучаване на пространственото движение на галактиките. За получаване на спектри и лъчеви скорости по тях от 1910 г. вече се използвал еднометровия телескоп, закупен от Лоуел за неговата обсерватория, а от 1917 г. и 2,5 метровия телескоп в Маунт Уилсон, с който работели Хъбъл и наблюдателят му Хюмасън.

През 1929 г. Хъбъл вече разполагал със спектрите, отместени към червения край на спектъра и разстоянията до няколко десетки галактики. Колкото по-големи били отместванията към червения край на спектъра z=Δλ/λ, толкова по-големи са лъчевите скорости и странно, но толкова по-далечна е галактиката.




Отместване линиите в спектъра на отдалечаваща се галактика към червения край – долу в сравнение със спектъра на галактиката, ако не се движеше спрямо нас – горе.

Закономерността е



законът на Хъбъл за червеното отместване на галактиките:
КОЛКОТО ПО-ГОЛЯМА Е ЛЪЧЕВАТА СКОРОСТ НА ЕДНА ГАЛАКТИКА, ТОЛКОВА ПО-ДАЛЕЧЕ Е ТЯ
Vr = H . r

Н е константата на Хъбъл, Н = 65±8 km/s.Mpc

Законът на Хъбъл не е просто една интересна закономерност, позволяваща по червеното отместване в спектъра на една галактика да се определели точно разстоянието до нея – единствен метод за установяване на вселенските мащаби.



Смисълът на закона на Хъбъл е много по-дълбок – галактичното “разбягване” означава, че Вселената се разширява. И това е едно от следствията на Общата теория на относителността, в което дори Айнщайн не искал да вярва.



Графичен израз на закона на Хъбъл.







База данных защищена авторским правом ©obuch.info 2016
отнасят до администрацията

    Начална страница