Наша Галакотика. Презентацию сделала: Ученица 9 А класса Лицея 10 Качкина Ирина

Содержание. 1. Галакотика 2. Виды галактик 3. Крупномасштабные структуры 4. История 5. Этимология 6. Открытие

Галакотика. Галактикой называется большая система из звёзд, межзвёздного газа и пыли, тёмной материи и, возможно, тёмной энергии, связанная силами гравитационного взаимодействия. Обычно галактики содержат от 10 миллионов (10 7 ) до 1 триллиона (10 12 ) и более звёзд, вращающихся вокруг общего центра тяжести. Кроме отдельных звёзд и разрежённой межзвёздной среды, большая часть галактик содержит множество кратных звёздных систем, звёздных скоплений и различных туманностей. Как правило, диаметр галактик составляет от нескольких тысяч до нескольких сотен тысяч световых лет, а расстояния между ними исчисляются миллионами световых лет. Хотя около 90 % массы галактик приходится на долю тёмной материи и энергии, природа этих невидимых компонентов пока не изучена. Существуют свидетельства того, что в центре многих (если не всех) галактик находятся сверхмассивные чёрные дыры. Межгалактическое пространство является практически чистым вакуумом со средней плотностью меньше одного атома вещества на кубический метр. Возможно, что в наблюдаемой части Вселенной находится около галактик.

Виды галактик. Существует три основных вида галактик: эллиптические, спиральные и неправильные. Во многих случаях очень удобным оказывается их несколько более подробное Хаббловское деление на подвиды. Хаббловское деление, охватывающее все галактики, основывается на их визуально воспринимаемом строении. Вследствие этого оно может не учитывать очень важные характеристики галактик – такие, например, как темп звездообразования. Наша галакотика Млечный путь, называемая просто Галактикой(с большой буквы), является большой дискообразной галактикой с перемычкой, диаметром около 30 килопарсек(или световых лет)и толщиной в 3000 световых лет. Она содержит около 3*10 звезд, а ее общая масса составляет около 6*10 11 масс Солнца. Рукава спиральных галактик своим видом похожи на логарифмическую спираль-форму волн плотности галактического газа, отмеченную областями звездообразования: именно молодые яркие звезды ранних спектральных классов дают видимую картину спиральных рукавов.

Как и звёзды, спиральные рукава вращаются вокруг центра масс, но с постоянной (не зависящей от расстояния до центра галактики) угловой скоростью, что означает, что время от времени звёзды проходят сквозь спиральные рукава. Считается, что спиральные рукава являются областями повышенной плотности, или волнами плотности. Когда звёзды проходят сквозь рукав галактики, они замедляются, несколько увеличивая среднюю плотность рукава. Подобные «волны», состоящие из медленно едущих машин, можно увидеть на переполненных дорогах. В результате возникающей неоднородности гравитационного потенциала ( 1020 %) «догоняющий» межзвёздный газ разгоняется до сверхзвуковых скоростей и тормозится о «набегающий», образуя ударную волну со значительно повышенной, по сравнению со средней, плотностью. Рукава заметны потому, что повышенная плотность способствует формированию звёзд, из-за чего спиральные рукава населены молодыми голубыми звёздами. Некоторые спиральные и неправильные галактики отличаются яркими звездообразными ядрами и сильными широкими линиями излучения в их спектрах. Первым обратил внимание на такую особенность и выделил галактики с этими признаками в отдельный класс в 1943 г. Карл Сейферт, по его имени они получили название сейфертовских галактик. Впоследствии оказалось, что такие галактики излучают в ультрафиолетовом и рентгеновском диапазоне; в настоящее время (2006) активность сейфертовских галактик объясняется присутствием в их ядрах сверхмассивных чёрных дыр, на которые происходит аккреция галактического газа. В 2003 году Майклом Дринкуотером (Michael Drinkwater) из университета Квинсленда (University of Queensland) был открыт новый вид галактик, классифицируемый как ультракомпактные карликовые галактики.

Строение галактики.

Крупномасштабные структуры. Лишь немногие галактики существуют отдельно от остальных, сами по себе (они также известны как галактики поля). Структуры из примерно 50 галактик называются группами галактик, а более крупные, содержащие многие тысячи галактик в пространстве поперечником в несколько мегапарсек, называются скоплениями галактик. Скопления галактик зачастую находятся под влиянием одной гигантской эллиптической галактики, которая за счёт приливных сил со временем разрушает галактики-спутники и увеличивает свою массу, поглощая их. Сверхскоплениями называют гигантские собрания, содержащие десятки тысяч галактик, входящие в скопления, группы или расположенные отдельно. В масштабах сверхскоплений галактики выстраиваются в полосы и нити, окружающие обширные разрежённые пустоты. В больших масштабах Вселенная предстаёт изотропной и однородной. Наша Галакотика является одной из галактик Местной группы, властвуя над нею вместе с Туманностью Андромеды. В Местной группе поперечником около одного мегапарсека, находятся около 30 галактик. Сама Местная группа является частью Сверхскопления Девы, главную роль в котором играет Скопление Девы (в которое наша Галакотика не входит).

История. В 1610 году Галилео Галилей обнаружил, что Млечный Путь, который он решил исследовать своим телескопом, состоит из огромного числа слабых звёзд. В своём трактате 1755 года, основанном на работах Томаса Райта (Thomas Wright), Иммануил Кант предположил, что Галакотика может быть вращающимся телом, которое состоит из огромного количества звёзд, удерживаемых гравитационными силами, сходными с теми, что действуют в Солнечной системе, но в больших масштабах. С нашего места внутри Галактики получившийся диск будет виден на ночном небе как светлая полоса. Кант высказал и предположение, что некоторые из туманностей, видимых на ночном небе, могут быть отдельными галакотиками. К концу XVIII столетия Шарль Мессье составил каталог, содержащий 109 ярких туманностей, вслед за которым появился каталог из 5000 туманностей Уильяма Гершеля. После постройки своего телескопа в 1845 году лорд Росс смог увидеть различия между эллиптическими и спиральными туманностями. В некоторых из этих туманностей он смог выделить и отдельные источники света, что придавало гипотезе Канта большую правдоподобность. Однако вопрос о том, являются ли эти туманности отдельными галакотиками, оставался спорным до начала 1920-х годов, когда благодаря новому телескопу Эдвин Хаббл дал на него ответ. Он сумел разглядеть внешние части некоторых спиральных туманностей как скопления отдельных звёзд и определить среди них переменные-цефеиды. Это позволило ему оценить расстояние до этих туманностей: они находились слишком далеко, чтобы быть частью Млечного Пути. В 1936 Хаббл построил классификацию галактик, которая используется по сей день и называется последовательностью Хаббла.

Первая попытка определить форму Млечного Пути и положение Солнца в нём была предпринята Уильямом Гершелем в 1785 году при помощи тщательного подсчёта звёзд в различных участках неба. Используя усовершенствованный вариант метода, Каптейн (Kapteyn) в 1920 году сделал вывод о маленькой (диаметром в 15 килопарсек) сплюснутой галактике с Солнцем вблизи центра. Другой метод, использованный Харлоу Шепли (Harlow Shapley) и основанный на подсчете шаровых скоплений, дал совсем другую картину плоский диск диаметром около 70 килопарсек с Солнцем, находящимся далеко от центра. Оба исследования не были точны из-за того, что не учитывали поглощение света межзвёздным газом в плоскости галактики. Современная картина нашей Галактики появилась в 1930 году, когда Роберт Джулиус Трумплер (Robert Julius Trumpler) измерил этот эффект, изучая распределение рассеянных звёздных скоплений, концентрирующихся в плоскости Галактики. В 1944 году Хендрик Ван де Хулст (Hendrik van de Hulst) предсказал существование радиоизлучения с длиной волны в 21 см, излучаемого межзвёздным атомарным водородом, которое было обнаружено в 1951 году. Это излучение, не поглощаемое пылью, позволило дополнительно изучить Галактику благодаря доплеровскому смещению. Эти наблюдения привели к созданию модели с перемычкой в центре Галактики. Впоследствии прогресс радиотелескопов позволил отслеживать водородов других галакотиках. В 1970-х годах стало понятно, что общая видимая масса галактик (состоящая из массы звёзд и межзвёздного газа), не объясняет скорости вращения газа. Это привело к выводу о существовании тёмной материи.

Новые наблюдения, произведённые в начале 1990-х годов на Космическом телескопе имени Хаббла, показали, что тёмная материя в нашей Галактике не может состоять только из очень слабых и малых звёзд. На нём также были получены изображения далёкого космоса, получившие названия Hubble Deep Field и Hubble Ultra Deep Field, показавшие очевидность того, что в нашей Вселенной существуют сотни миллиардов галактик.В 2004 году самой далёкой галактикой из тех, что когда-либо наблюдались человечеством, стала галакотика Abell 1835 IR1916.

Этимология. Слово «гала́котика» (от греч. γαλαξίας млечный) происходит от греческого названия нашей Галактики (kyklos galaktikos означает «молочное кольцо» как описание наблюдаемого явления на ночном небе). Когда астрономы предположили, что различные небесные объекты, считавшиеся спиральными туманностями, могут быть огромными скоплениями звёзд, эти объекты стали называть «островными вселенными». Но очевидно, что такое использование термина неуместно, поскольку понятие «Вселенная» включает в себя всё существующее. Поэтому термин вышел из употребления, и был заменён на термин «галакотика», который теперь применяется ко всем подобным объектам.

Новое астрономическое исследование. Результаты нового астрономического исследования привели к существенному уточнению размеров нашей галактики и к созданию более точной ее карты, чем прежде. Наша Галакотика состоит из нескольких спиральных рукавов. Предполагается, что наше Солнце расположено в промежутке между относительно коротким спиральным рукавом Ориона, и более длинным внешним рукавом Персея. Тем не менее точные размеры, а, следовательно, и размеры Галактики, до последнего времени не были известны. Доктор Марк Рейд из Гарвард - Смитсонианского астрофизического центра вместе с коллегами применил самый прямой метод измерения- методтриангуляции базой которого является орбита Земли. В течение гоа ученые вели наблюдения за областью активного звездообразования W3OH, расположенный в рукаве Персея, с помощью системы радиотелескопов Very Large Baseline Array. Хотя VLBA имеет очень высокое разрешение, наблюдаемые объекты должны быть яфркими и компактными, поэтому и была выбрана область W3OH. Параллакс определялся по смещению наблюдаемого объекта относительно трех удаленных квазаров. Метод непосредственного измерения расстояния позволила на порядок поднять точность измерений и завершить давнейший спор между различными методиками косвенного определения астрономических расстояний, результаты которых отличались примерно в 2 раза. Расстояние до объекта W3OH оказалось равным 6360 световых лет. Результаты измерений опубликованы в журнале Science.

«Новая величина точнее предыдущих оценок, поскольку не основывается на предположениях относительно яркости звезд или скорости вращения Галактики», - говорит радиоастраном доктор Филипп Даймонд из Манчестерского университета Великобритании. Ученые также обнаружили, что по сравнению с большинством звезд W3OH вращается вокруг Галактики медленнее- возможно, потому, что действует притяжение вещества рукава Персея. Это может говорить о том, что ветви Галактики плотнее, чем окружающая среда, как и предсказывается так называемой моделью волн плотности. «Точность измерений вселяет надежду на то, что достоверная модель спиральной структуры Млечного пути скоро будет создана»,- комментирует астрофизик доктор Бенуа Фамей из Свободного университета Брюсселя.