X. Література

1. Бакулин П.И., Кононович Э.В., Мороз В.И. Курс общей астрономии. – М.: Наука, 1983.

2. Марочник Л.С., Сучков А.А. Галактика. – М.: Наука, 1984.

3. Физика космоса. Маленькая энциклопедия. Ред. Сюняев Р.А. – М.: Советская энциклопедия, 1986, с.62.

4. Дагаев М.М., Демин В.Г., Климишин И.А., Чаругин В.М. Астрономия. – М.: Просвещение. 1983. с.317.

5. Ефремов Ю.Н. Очаги звездообразования в галактиках. – М.: Наука. 1989. с.157.

ХІ. Додатки

Результати вимірювань і обчислень. Таблиця 1.

l	Vr (км/с)	 (км/скпк)	R (кпк)
0 ... ... ... ... .... ... ... 253

Рис. 5. а) Профілі спектральної радіолінії  = 21,12 см випромінювання нейтрального водню для різних галактичних довгот; б) шкала променевих швидкостей.

Р ис. 6. Залежність  =  (R).

Зоряні системи

І. Мета роботи

Закріпити знання про класифікацію та фізичні властивості галактик. Засвоїти деякі методи їх дослідження.

Іі. Об’єкт та засоби дослідження

В роботі проводиться вивчення морфології галактик за фотографічними знімками як власне галактик, так і їх спектрів. Засобами дослідження є відомі співвідношення між фотометричними та просторово-кінематичними характеристиками, застосовані до галактик.

Ііі. Робоче завдання

1. Класифікувати декілька галактик за системою Габбла.

2. Визначити надлишок кольору, функцію поглинання у напрямі на задану галактику, її виправлену за поглинання фотовізуальну зоряну величину, а також відстань до цієї галактики з урахуванням міжзоряного поглинання.

3. Знайти лінійні розміри галактики.

4. Обчислити абсолютну фотовізуальну зоряну величину галактики і її світність. Співставити світність і розміри даної галактики з цими ж характеристиками для нашої Галактики.

5. За величиною червоного зміщення ліній Н і К СаІІ визначити променеву швидкість і відстань до галактики.

ІV. Контрольні запитання

1. Перші дослідження і каталоги галактик.

2. Морфологічна класифікація галактик за Габблом.

3. Визначення відстаней до галактик.

4. Спостережувані властивості галактик, обертання та маси галактик.

5. Червоне зміщення у спектрах галактик. Закон Габбла.

V. Програма підготовки

1. Вивчити теоретичний матеріал.

2. Підготувати відповіді на контрольні запитання.

3. Ознайомитися з методичними вказівками.

4. Скласти план виконання робочого завдання, виписавши послідовно всі аналітичні вирази, необхідні для розрахунків.

5. Зробити заготовки таблиць, в яких будуть оформлені результати

VI. Методичні вказівки

1. Класифікацію проводити для галактик, вказаних викладачем.

2. Для визначення надлишку кольору СЕ_B-V використати вираз (11). Величина СІ = m_В - m_V визначається для різних галактик, вказаних викладачем, з табл. 1 (див. додатки). Величина СІ₀ = (m_В - m_V)₀ визначається з табл. 2 (див. додатки) відповідно до спектрального класу даної галактики.

3. Функцію поглинання А_V у напрямі на задану галактику визначають за виразом (13), прийнявши для фотовізуального діапазона R_V = 3,0.

4. Виправлену за поглинання фотовізуальну величину m_V0 знаходять з виразу (6), а значення спостережуваної зоряної величини m_С = m_V беруть з табл. 1 (див. додатки).

5. Відстань до галактики r₀, виправлену за міжзоряне поглинання обраховують за виразом (14), в якому модуль відстані (m_С –М) = (m_V - М_V) визначають з табл. 1. Результати одержати в Мпк.

6. Визначення лінійних розмірів галактики виконати за виразом (16), взявши значення  безпосередньо з фотографії галактики (рис. 8, див. додатки), а r – з попереднього визначення в робочому завданні 2. Відповідь представити в кпк.

7. Абсолютна фотовізуальна зоряна величина галактики визначається за виразом (18), в який включені значення lgr₀ з виразу (14) і значення m_V0 = m₀ з виразів (6) і (13).

8. Світність галактики визначають за виразом (20).

9. На фотографіях спектрів галактик (рис. 9 див. додатки) видно дві спектральні лінії НСаІІ і КСаІІ. Зверху і знизу наведено спектр порівняння – спектр випромінювання заліза. За довжинами хвиль спектральних ліній в спектрах порівняня можна знайти дисперсію D_λ спектрографа у даному діапазоні довжин хвиль:

D_λ = ,

де – різниця довжин хвиль ліній в спектрі порівняння, – відстань в мм між цими лініями. Тоді спостережувана довжина хвилі λ_С спектральної лінії у спектрі галактики дорівнює:

λ_С = λ₁ + D_λ ,

де λ₁ – довжина хвилі лінії у спектрі порівняння, – відстань між цією лінією в спектрі порівняння і найближчою лінією в спектрі галактики.

Лабораторні довжини хвиль λ₀ ліній у спектрах галактик становлять:

Н СаІІ λ₀ = 3968 А

К СаІІ λ₀ = 3934 А

Отже, знаходимо зміщення спектральної лінії Δλ = λ_С - λ₀. Потім обраховуємо променеву швидкість галактики за виразами (24) або (27).

VІІ. Зміст звіту

1. Протокол лабораторної роботи.

2. Результати обрахунків відстаней в табл. 3 (див. додатки).

3. Результати обрахунків розмірів у табл. 4.

4. Результати обрахунків абсолютної зоряної величини і світності в табл. 5 (див. додатки).

5. Результати обрахунків відстаней за червоним зміщенням в табл. 6 (див. додатки).

6. Теоретичні знання згідно контрольних запитань.

7. Висновки.