- •Глава 3 основы небесной механики
- •§ 3.1. Закон всемирного тяготения. Задача двух тел
- •§ 3.2. Первый обобщенный закон Кеплера. Характеристические скорости
- •§ 3.3. Второй и третий обобщенные законы Кеплера
- •§ 3.4. Задачи теоретической астрономии. Задача n тел. Возмущения
- •§ 3.5. Возмущающая сила
- •Солнце получает ускорение по направлению ср1 от планеты p1 и ускорение по направлению ср2 от планеты р2 . Здесь g есть гравитационная постоянная.
- •§ 3.6. Определение массы тел Солнечной системы
- •§ 3.7. Приливы и отливы
- •Следовательно, под действием лунного притяжения водная оболочка Земли принимает форму эллипсоида, вытянутого по направлению к Луне, и близ точек a и b будет прилив, а у точек f и d— отлив.
- •§ 3.8. Прецессия и нутация земной оси
- •Глава 4 физика планетной системы
- •§ 4.1. Две группы планет. Земля, ее внутреннее строение и строение атмосферы
- •§ 4.2. Луна
- •§ 4.3. Меркурий
- •§ 4.4. Венера
- •§ 4.5. Марс
- •§ 4.6. Юпитер
- •§ 4.7. Сатурн
- •§ 4.8. Уран
- •§ 4.9. Нептун
- •§ 4.10. Спутники планет. Кольца планет
- •§ 4.11. Астероиды
- •§ 4.12. Кометы
- •§ 4.13. Метеоры. Метеориты
- •§ 4.14. Современные представления о происхождении Солнечной системы
- •Глава 5 основы астрофизики и звездной астрономии
- •§ 5.1. Электромагнитное излучение, исследуемое в астрофизике
- •§ 5.2. Основы астрофотометрии
- •§ 5.3. Абсолютная звездная величина и светимость звезд
- •§ 5.4. Основы колориметрии
- •§ 5.5. Излучение абсолютно черного тела. Температура
- •§ 5.6. Оптические телескопы и радиотелескопы
- •§ 5.7. Солнце, его общие характеристики и спектр
- •§ 5.8. Внутреннее строение Солнца и строение его атмосферы. Солнечная активность
- •§ 5.8. Спектры звезд и спектральная классификация
- •§ 5.9. Диаграмма спектр-светимость. Классы светимости. Спектральные параллаксы звезд
- •§ 5.10. Определение основных характеристик звезд
- •§ 5.11. Диаграммы масса-светимость и радиус-масса
- •§ 5.12. Двойные звезды
- •§ 5.13. Переменные звезды
- •§ 5.14. Равновесие звезды. Уравнение гидродинамического равновесия. Оценка параметров в недрах звезд
- •§ 5.15. Источники энергии звезд
- •§ 5.16. Возникновение и эволюция звезд. Модели звезд
- •Глава 6 основы галактической и внегалактической астрономии
- •§ 6.1. Млечный путь. Галактика. Галактическая концентрация
- •§ 6.2. Собственные движения и лучевые скорости звезд
- •§ 6.3. Звездные скопления
- •§ 6.4. Диффузная материя в Галактике. Поглощение света. Туманности
- •§ 6.5. Галактики. Методы определения характеристик галактик
- •§ 6.6. Ядра галактик и их активность. Радиогалактики. Квазары
- •§ 6.7. Красное смещение в спектрах далеких галактик. Пространственное распределение галактик. Метагалактика
- •Глава 7 элементы космологии
- •§ 7.1. Современные представления о строении и эволюции Вселенной. Модели Вселенной. “Горячая модель”
§ 6.5. Галактики. Методы определения характеристик галактик
Наблюдаемые части Вселенной обнаруживают огромное число объектов (десятки тысяч), подобных нашей Галактике. Эти объекты получили название галактик. Вид галактик чрезвычайно разнообразен.
Все галактики принято делить на 4 типа:
1. Спиральные галактики (S-галактики) — самый распространенный тип (их около половины). Типичными представителями являются наша Галактика и туманность Андромеды (рис. 6.8). В них наблюдается структура в виде характерных спиральных ветвей.
2. Эллиптические галактики (E-галактики) — составляют около ¼ от числа наблюдаемых объектов. Имеют форму эллипсоидов без резких границ (рис. 6.9). Яркость плавно увеличивается от периферии к центру, а внутренняя структура, как правило, отсутствует.
3. Неправильные галактики (Ir-галактики) — характеризуются отсутствием центральных уплотнений и симметричной структуры, а также низкой светимостью и относительно высоким содержанием нейтрального водорода. Примером галактик этого типа являются Магеллановы Облака (рис. 6.10 и 6.11).
4. Линзовидные галактики (S0-галактики) — внешне похожи на эллиптические, но в отличие от них имеют звёздный диск.
Основными характеристиками галактик являются размеры, светимость и масса. Определение этих основных характеристик непосредственно связано с определением расстояний до галактик.
Существует несколько способов определения расстояний до галактик. Легче всего это можно сделать, если в галактике наблюдаются хорошо изученные объекты, светимость которых мы знаем. Так, например, светимость цефеид известна по соотношению период-светимость (см. § 5.13). У новых звезд абсолютная звездная величина в максимуме около 8m,5, у ярчайших шаровых скоплений она достигает 9m, а сверхновых до 20m. В этих случаях для определения расстояний достаточно найти видимую звездную величину объекта с известной светимостью (если он наблюдается в галактике) и вычислить модуль расстояния, не забывая при этом учитывать влияние межзвездного поглощения света.
Самый важный эмпирический метод нахождения расстояний до галактик, который применим и для очень далеких объектов, основан на определении величины красного смещения линий в их спектрах. Это явление заключается в том, что все спектральные линии в спектрах далеких галактик оказываются смещенными к красному концу (см. § 6.7).
Установлено, что самыми близкими к нам галактиками являются Большое и Малое Магеллановы Облака. Расстояния до них равны соответственно 52 кпс и 54 кпс.
Линейные размеры галактик с известными расстояниями получаются непосредственно на основании видимого углового их размера (см. метод, описанный в § 2.4). Поскольку у большинства галактик нет резких границ и звездная плотность постепенно убывает с расстоянием от центра, результат определения видимых их размеров зависит от того, до какой предельной поверхностной яркости они наблюдаются. Диаметры наиболее крупных галактик составляют 50-70 кпс. Большинство наблюдаемых галактик имеют диаметр 20-40 кпс. Встречаются, однако, и карликовые системы, размеры которых на один-два порядка меньше.
Рисунок 6.8. Спиральная галактика M31 (Туманность Андромеды). |
Рисунок 6.9. Эллиптическая галактика M87 в созвездии Девы. |
Рисунок 6.10. Большое Магелланово Облако. |
Рисунок 6.11. Малое Магелланово Облако. |
Светимость галактик. Знание расстояния r позволяет найти светимость галактики, если измерена ее видимая звездная величина т (см. § 5.3).
Наиболее крупные галактики имеют абсолютную звездную величину M от 21m до 23m, неправильные галактики от 18m до 19m. Светимости же галактик находятся в пределах от 105 до 1011 и более светимостей Солнца.
Массы галактик. Наблюдения показывают, что все спиральные галактики вращаются вокруг некоторой оси. Это вращение проявляется в эффекте Доплера, в результате чего спектральные линии излучения галактики имеют некоторую ширину. Если измерить скорость вращения, то можно найти массу галактики. Для грубой оценки массы предполагается, что периферийные части галактики вращаются по законам Кеплера. Если линейную скорость вращения обозначить через V, то, приравнивая центростремительное и гравитационное ускорения, получим, что масса галактики M равна
, |
(6.10) |
где R линейный радиус галактики, G гравитационная постоянная.
Как показывают наблюдения, эллиптические галактики не вращаются. Однако замечено, что звезды в этих галактиках движутся хаотично с большими скоростями. Предполагая, что галактика находится в равновесии и не рассеивается в пространство, можно показать, что масса галактики
, |
(6.11) |
где средний квадрат скорости звезд в галактике.
Если известна зависимость скорости вращения от расстояния до центра, то, в принципе, удается вычислить распределение масс в галактике.
Массы двойных галактик оцениваются тем же методом, что и массы двойных звезд, т.е. по скоростям их относительных движений, которые можно определить по доплеровским смещениям спектральных линий.
Массы большинства наблюдаемых галактик заключены в пределах 109-1012 масс Солнца. Если исключить карликовые системы, то среднее значение масс оказывается равным 1011 масс Солнца.