АСТРОНОМІЯ - Навчальний посібник для профільної школи 2017

Частина 2. Основи астрономії

Розділ ІІІ. Елементи позагалактичної астрономії

Тема 3.2. Галактики

§ 27. Типи галактик

Вступ

Галактики — це велетенські зоряні системи, подібні до нашого Молочного Шляху, але водночас своїми головними характеристиками: формою, масами, розмірами, світністю — галактики дуже різняться між собою. Суттєвою є відмінність галактик різних типів і щодо вмісту в них зір та міжзоряної матерії.

Цілі вивчення § 27

Вивчивши матеріал цього параграфа, Ви будете:

· знати й розуміти найближчі до Землі галактики; типи галактик; класифікацію галактик за Е. Габблом; найвідоміші скупчення галактик; природу галактик, радіогалактик і квазарів; природу активності ядер галактик;

· уміти спостерігати за допомогою телескопа зоряні скупчення, Туманність Андромеди; розв’язувати задачі на визначення відстаней до галактик за зміщенням спектральних ліній;

· оцінювати значення вивчення галактик для розуміння будови Всесвіту.

Актуалізація раніше набутих знань / компетентностей

Треба повторити матеріал § 25 (Будова Галактики), а також матеріал щодо залежності період- світність для цефеїд (§ 21).

Методичні поради щодо опанування навчального матеріалу

Зверніть увагу на те, що галактики — це основні видимі «будівельні блоки», з яких нині складається Всесвіт. Вони є гігантськими системами, в яких зорі пов’язані гравітаційною взаємодією. Водночас важливо розуміти, що хоча галактики схожі на Молочний Шлях, своїми головними характеристиками: формою, масами, розмірами, світністю — вони доволі сильно відмінні між собою.

Ми живемо в гігантській зоряній системі — галактиці Молочний Шлях, що об’єднує сотні мільярдів зір, серед яких і наше Сонце. Ще якихось сто років тому астрономи сприймали нашу Галактику як увесь зоряний Всесвіт. Однак у 20-х роках минулого століття було розгадано таємницю «острівних всесвітів», тьмяних цяток на зоряному небі, які ще в добу В. Гершеля хвилювали астрономів. Як з’ясувалося, багато з цих об’єктів є зоряними системами, тобто галактиками. Відтоді позагалактична астрономія — підрозділ астрономії, що досліджує ці зоряні світи, дослідила тисячі близьких і далеких галактик.

1. З історії відкриття зоряних систем. Вільям Гершель (1738—1822) з допомогою своїх телескопів відкрив на зоряному небі кілька тисяч туманних плям, зовні схожих на Туманність Андромеди. Хоча окремі науковці висловлювали припущення, що це можуть бути зоряні системи, схожі на Молочний Шлях, природа цих об’єктів лишалася невідомою ще понад 100 років. (У 1899 р. німецький астроном Юліус Шейнер виявивши схожість між оптичними спектрами Сонця й Туманності Андромеди, висловив припущення, що туманна пляма в сузір’ї Андромеди є величезним скупченням зір.)

Рис. 27.1. Один з «острівних всесвітів» (малюнок Вільяма Парсона галактики М 51, 1845 рік).

Упродовж 20-х років ХХ ст. астрономи дискутували щодо природи «острівних усесвітів» (так В. Гершель називав туманні плями, в яких було чітко видно спіральну структуру). Одні вважали, що всі ці об’єкти належать нашій галактиці. Інші наполягали на тому, що це зоряні системи, які лежать за межами Галактики і схожі з нею природою.

1923 р. американський астроном Едвін Габбл з допомогою 2,5-метрового телескопа обсерваторії Маунт-Вілсон виявив у Туманності Андромеди цефеїди. З відомої залежності період-світність (§ 21, п. 2) для цефеїд він обчислив відстань до Туманності Андромеди. Хоча Габбл і помилився з її значенням 276 кпк (900 000 св. р.), але вона виявилася значно більшою, ніж розміри Галактики. Стало очевидним, що об’єкт у сузір’ї Андромеди є зоряною системою. Згодом Габбл встановив відстані до деяких інших «туманних плям» і показав, що вони перебувають далеко за межами Молочного Шляху. Отак було з’ясовано, що наша галактика не єдина зоряна система у Всесвіті й започатковано новий розділ астрономії — позагалактичну астрономію.

Рис. 27.2. Едвін Габбл — американський астроном, один із тих, хто започаткував позагалактичну астрономію.

Галактики — головні «блоки», з яких нині складається Всесвіт, — це гігантські зоряні системи, пов’язані в єдине ціле гравітаційною взаємодією.

Галактики розділені у просторі величезними відстанями. Від багатьох із них світло летить до нас сотні мільйонів і мільярди років. То ж не дивно, що вивчати їх можна лише в потужні телескопи. На небі Землі є лише три галактики, які відносно легко можна бачити неозброєним оком. Одна з них — Туманність Андромеди — доступна для спостережень в Україні. Ця зоряна система віддалена від нас на 2,5 млн. св.р. Дві інші галактики — Велика та Мала Магелланові Хмари видно на зоряному небі Південної півкулі Землі.

Рис. 27.3. На небі Землі є лише три галактики, які відносно легко можна побачити неозброєним оком. Одна з них — туманність Андромеди (а) — доступна для спостережень в Україні. Дві інші галактики — Велика та Мала Магелланові Хмари видно на зоряному небі Південної півкулі Землі (б і d).

2. Головні параметри галактик різних типів. Світ галактик дуже розмаїтий. Тому не дивно, що нині є кілька класифікацій цих об’єктів. Першим 1925 р. галактики за їх зовнішнім виглядом класифікував Е. Габбл. Він виділив три типи галактик: еліптичні; спіральні й неправильні (Додаток 2).

Рис. 27.4. «Камертон Габбла» — класифікація галактик, виконана Е. Габблом за їх зовнішнім виглядом.

В еліптичних галактиках (їх позначають літерою Е) зорі розподілені переважно сферично- симетрично, що робить ці галактики схожими на кулясті скупчення (рис. 27.5). У цих галактиках містяться переважно старі зорі зоряного населення II, серед яких найяскравіші — червоні гіганти. Саме вони забарвлюють у червонуваті кольори всю галактику в цілому. Через відсутність у таких галактиках міжзоряної матерії процеси зореутворення в них не відбуваються. Маси еліптичних галактик дуже відмінні між собою: від менших за один мільйон (карликові еліптичні галактики) до кількох тисяч мільярдів сонячних мас (гігантські еліптичні галактики).

Рис. 27.5. Одна з найбільших еліптичних галактик М 87 (об’єкт під номером 87 у каталозі Месьє) лежить на небесній сфері в напрямку сузір’я Діви.

Для спіральних галактик (S) властива структура у вигляді плоского тонкого диска, де перебуває більша частина зір. У диску чітко видно спіральні рукави, або гілки, які огортають центральну світну зону — балдж. Залежно від ступеня «закрученості» рукавів, ці галактики підрозділяють на три типи і позначають Sa, Sb, Sc (рис. 27. 6).

Рис. 27.6. Приклади спіральних галактик типу Sa (1), Sb (2), Sc (3).

Спіральні галактики з гладкими, туго закрученими рукавами відносять до типу Sa. Вони мають яскравий і протяжний балдж, а рукави — нечіткі й розмиті. Якщо спіралі потужніші йчіткіші, а центральна зона виділяється менше, то такі галактики відносять до типу Sb. За наявності клочкуватої спіральної структури й балджа, що виокремлений слабко, галактики відносять до типу Sc.

До окремої групи належать спіральні галактики з перемичкою (SB): ядро галактики перетинає пряма зоряна смуга — перемичка, або бар, з якої й «ростуть» спіралі (рис. 27.7). Залежно від зовнішнього вигляду спіралей, ці галактики також підрозділяють на три типи (SBa, SBb і SBc). Загалом звичайних спіральних галактик і галактик з перемичками є більше половини від загальної їх кількості.

Рис. 27.7. Спіральна галактика з перемичкою (тип Sea).

Диски спіральних галактик зазвичай складаються з молодих зір зоряного населення I, які головно локалізуються в спіралях. Старі зорі населення II перебувають переважно в гало, тобто на периферії галактики. Крім того, міжзоряний простір у дисках спіральних галактик заповнений великою кількістю пилу та газу, з яких активно утворюються зорі.

Усі інші галактики через неможливість визначити їхню форму класифікують як неправильні (Ir). Маси цих галактик дуже малі (соті частки маси Молочного Шляху), і зазвичай вони є супутниками більших галактик. Типовий приклад таких зоряних систем — Магелланові Хмари (§ 26, п. 3). У неправильних галактиках є багато міжзоряної речовини й молодих зір.

Рис. 27.8. Неправильні галактики Велика Магелланова Хмара (а) та Мала Магелланова Хмара (б). Фото Космічного телескопа імені Габбла.

Отже, галактики — це велетенські зоряні системи, схожі на Молочний Шлях, але водночас своїми головними параметрами: формою, масами, розмірами, світністю — галактики дуже відмінні між собою. Вони складаються з сотень мільярдів зір тієї ж природи, що й у нашій Галактиці. Міжзоряний простір у галактиках також, як і в нашій, заповнений газом та пилом, що іноді утворюють туманності. Як і в нашій Галактиці, зорі в багатьох інших галактиках народжуються й помирають. У такий спосіб світ галактик демонструє нам універсальність законів Всесвіту й підтверджує думку про єдиність усього матеріального світу.

Починаючи з 40-х років ХХ ст. почалося відкриття галактик, що випадають з традиційної класифікації Габбла, — це галактики з активними ядрами. До них належать галактики Сейферта, галактики Маркаряна, радіогалактики, квазари та деякі інші. Для всіх цих об’єктів, як порівняти зі звичайними галактиками, властива дуже інтенсивна енергетична діяльність у центральних зонах, зокрема в ядрі.

1943 р. К. Сейферт опублікував список з десяти галактик, що носять сьогодні його ім’я. Йдеться про галактики з надто малими, але дуже яскравими ядрами. Розмірами й формою — це спіральні галактики, схожі на нашу, але в кожній із них у центрі є ядро діаметром близько 300 пк (1000 св. р.), що випромінює до 40% світла всієї галактики. Інфрачервоне випромінювання галактик Сейферта в тисячі разів інтенсивніше, ніж у звичайних галактик, і може за рік подвоюватись. Часом це відбувається всього лише за місяць. Іноді ядра є джерелами значного радіовипромінювання, яке, однак, значно менше за випромінювання радіогалактик.

Рис. 27.9. Галактика Сейферта — один з типів активних галактик.

Радіогалактиками вважають ті зоряні системи, випромінювання яких у радіодіапазоні в тисячі й десятки тисяч разів потужніше, ніж у Молочного Шляху чи схожих на нього зоряних систем. Підраховано, що одна галактика на мільйон є радіогалактикою, і здебільшого такими бувають гігантські еліптичні галактики з компактним ядром розмірами менше за парсек. Імовірно, ці об’єкти входять у клас галактик з активними ядрами.

Зазвичай радіогалактики виявляють себе як два джерела інтенсивного радіовипромінювання, симетричні відносно оптичної галактики в тих місцях, де оптичні телескопи «бачать» лише порожній простір. Прикладом такої галактики є зоряна система Кентавр А (рис. 27.10). Іноді ділянки випромінювання мають розміри в мільйони світлових років.

Рис. 27.10. Еліптична галактика із сузір’я Кентавра — приклад радіогалактики.

В еліптичних галактиках практично немає міжзоряної речовини. Звідки ж тоді у їх складі береться газ, що здатний тривалий час підтримувати явище радіогалактики? Очевидно, збагачення еліптичної галактики газом відбувається через поглинання нею багатої на міжзоряну речовину спіральної системи, з якою вона колись зіткнулась.

Одне з найграндіозніших радіоджерел на небі — Лебідь А — перебуває в напрямку сузір’я Лебедя. Воно пов’язане з гігантською еліптичною галактикою діаметром близько 100 кпк (300 тис. св. р.), що лежить від нас на відстані в 300 Мпк (700 млн св. р.). Радіовипромінювання цієї галактики в 10 млн. разів перевищує таке саме випромінювання звичайної галактики.

Рис. 27.11. Радіогалактика Лебідь А та її положення у сузір’ї Лебедя.

3. Квазари. У 60-і роки ХХ ст., коли кількість виявлених галактик Сейферта і радіогалактик стала досить великою, було зроблено ще одне важливе відкриття: деякі з потужних, але надзвичайно віддалених радіоджерел за спостережень в оптичному діапазоні своїм зовнішнім виглядом більше нагадували зорі, ніж галактики (Додаток 3). Їх було виділено в особливий клас і названо квазарами (квазізоряними радіоджерелами). Водночас було з’ясовано: оптичні спектри квазарів дуже схожі на спектри галактик Сейферта.

Після вимірювання в спектрах квазарів червоного зміщення було виявлено, що вони дуже швидко рухаються і перебувають від нас на відстані 460 — 3070 Мпк (1,5 —10 млрд св. р.). Отже, квазари — це одні з найвіддаленіших від нас об’єктів Всесвіту, що випромінюють величезну кількість енергії. Наприклад, енергії, яку середній квазар випромінює за секунду, вистачило б для забезпечення електрикою Землі на мільярди років. А один з найпотужніших нині квазарів S50014+81 випромінює енергію в 60 тисяч разів інтенсивніше ніж увесь наш Молочний Шлях!

Природа квазарів упродовж двох десятків років була для астрономів загадкою. Однак копіткі спостереження дали змогу встановити: квазари — не що інше, як дуже компактні й активні ядра деяких галактик, де в об’ємі розмірами з Сонячну систему відбувається колосальне виділення енергії. Завдяки цьому ядра є такими яскравими, що слабкі спіральні рукави галактик дуже важко побачити (рис. 27.12).

Рис. 27.12. Зображення квазара 3C 175, отримане з допомогою Косічного телескопа імені Габбла.

Квазари відносять до широкого загалу галактик з активними ядрами, в яких містяться надмасивні (від 100 млн до 1 млрд сонячних мас) чорні діри. Речовина, яка падає в чорну діру, формує навколо неї в екваторіальній площині кільцеву структуру, яку називають акреційним диском. Падаючи в діру вздовж спіралі, газ внаслідок внутрішнього тертя сильно нагрівається й випромінює інфрачервоні, видимі, ультрафіолетові, рентгенівські промені, а часом і гамма- кванти, які можна зареєструвати.

Розмаїття галактик з активними ядрами, імовірно, лише зовнішнє й залежить від того, під яким кутом їх видно. Споглядаючи галактику з ребра, її оптичного випромінювання, значно ослабленого пилом, ми не бачимо. Але з ділянок обабіч галактичного диска, куди простягаються два перпендикулярні до його площини викиди речовини з ядра, нас без перешкод досягають радіохвилі — тоді це радіогалактика. Якщо галактика зорієнтована так, що викид спрямований уздовж лінії зору спостерігача, то можна прямо бачити її дуже яскраве ядро — тоді вона проявить себе як квазар. І нарешті, якщо площина галактичного диска має якийсь кут нахилу до променя зору спостерігача і можна спостерігати лише один викид, то, залежно від величини цього кута, об’єкт має вигляд або радіогалактики, або квазара. Крім того, можливо квазари, радіогалактики й галактики Сейферта — це об’єкти одного роду, які перебувають на різних етапах своєї еволюції. Схоже на те, що за віком квазари молодші, а галактики Сейферта — старіші.

Рис. 27.13. Об’єкт з активним ядром (а) та його різновиди залежно від кута зору спостерігача (б — галактика Сейферта, в — радіогалактика, г — квазар).

Типове завдання

Визначіть на світлинах, поданих до цього завдання, галактики типу Sa, Sb, Sc.

Рис. 27.14. Спіральні галактики різних типів.

Навчальні завдання

• Яка особливість і яких зір дозволила Е. Габблу визначити відстань до Туманності Андромеди?

• Опишіть відмінності між галактиками різних типів згідно з класифікацією Е. Габбла.

Висновки

Галактики — основні «блоки», з яких нині складається Всесвіт, — це гігантські зоряні системи, зв’язані у єдине ціле гравітаційною взаємодією. Світ галактик надзвичайно різноманітний. Досі існує кілька класифікації цих об’єктів. Першу і дуже вдалу спробу класифікувати галактики за їхнім зовнішнім виглядом здійснив у 1925 р. Е. Габбл. Він виділив три типи галактик: еліптичні; спіральні та неправильні. У 40-х роках ХХ ст. виявили галактики з активними ядрами, а на початку 60-х років — квазари.

Запитання для самоперевірки

1. Чому до Е. Габбла не вдавалося з’ясувати природу «зоряних островів»?

2. Назвіть галактики, які можна спостерігати неозброєним оком. У якій півкулі неба їх видно?

3. За якою ознакою Е. Габбл розподілив галактики на типи?

4. Поясніть, чим відмінні галактики різних типів.

5. Яким чином проявляють себе галактики з активними ядрами? Чим зумовлена ця активність?

Додаткові та цитовані джерела інформації до § 27

• Свачій Л. М. Просторовий розподіл галактик.

(http://www.astrosvit.in.ua/statti/vsesvit-v/prostorovyi-rozpodil-halaktyk)

Додатки

Додаток 1

Метод визначення відстаней до галактик

Едвін Габбл визначив відстань до туманності Андромеди, скориставшись співвідношенням період-світність для цефеїд. Але в далеких галактиках побачити цефеїди неможливо. Відстані до таких зоряних систем визначають іншими методами. Один з них заснований на співвідношенні Таллі-Фішера (1977): що яскравіша спіральна галактика, то швидше вона обертається.

У спектрі галактики, що обертається, завдяки ефекту Доплера відбувається розширення спектральних ліній. За величиною цього розширення визначають світність галактики, а потім, знаючи блиск галактики, встановлюють відстань до неї.

Для калібровки цього методу використовують відстані до галактик, виміряні методом цефеїд. Метод Таллі-Фішера дозволяє визначати відстані до галактик, що лежать від нас за сотні мегапарсек. Але для тих зоряних систем, в спектрах яких не розрізнити розширення ліній, спричиненого обертанням, цей метод не діє.

Класифікація галактик

Класифікацію галактик Е. Габбла називають морфологічною, адже розподіл галактик на класи (типи) виконано на підставі візуальних ознак, як то загального вигляду, наявності окремих деталей тощо.

Еліптичні галактики підрозділяються на групи, яким надано номери від 0 до 7. Майже сферичні зоряні системи мають номер Е0, а з видовженою формою, що нагадує сигару, — номер Е7. Проте зауважимо: сплющеність галактики залежить від кута зору, під яким ведеться спостереження. Наприклад, галактика Е0, що здається ідеально сферичною, може виявитись дещо сплюснутою за погляду на неї з іншої точки простору.

Спіральні галактики, залежно від ступеня «закрученості» рукавів, підрозділяють на три типи. Системи з гладкими, туго закрученими рукавами відносять до типу Sa. Вони мають яскравий і протяжний балдж, а рукави — нечіткі й розмиті. Якщо спіралі потужніші й чіткіші, а центральна зона виділяється менше, то такі галактики відносять до типу Sb. За наявності клочкуватої спіральної структури й балджа, що виокремлений слабко, галактики відносять до типу Sc.

Серед кількох тисяч найяскравіших галактик 17 відсотків належать до еліптичних, 80 відсотків до спіральних й 3 відсотки до неправильних.

Окрім каласифікації Е. Габбла існують й інші. Наприклад, класифікація галактик Моргана, класифікація спіральних галактик Вокулера—Сендіджа, класифікація галактик ван ден Берга (DDO).

Класифікація галактик Моргана. Спершу вказують спектральний тип галактики (a, af, f fg, g, gk, k — залежно від інтегрального спектрального класу зір), потім тип форми — S(спіральна), В (спіраль з перемичкою), Е (еліптична), I (неправильна), Ер (еліптична з пиловим поглинанням), D (наявна обертальна симетрія, але без чітко вираженої спіральної чи еліптичної структури), L (з низькою поверхневою яскравістю), N (невелике яскраве ядро), і, зрештою, число від 1 (повернена до спостерігача площиною) до 7 (повернена ребром). Наприклад, за цією класифікацією тип галактики Туманність Андромеди (М31) — kS5.

Класифікація спіральних галактик Вокулера—Сендейджа. Звичайні спіралі позначають SA, пересічені спіралі — SB. Після цього в дужках ставлять маленьку літеру s (для S-подібних спіралей) або r (для кругових). Крім того є кілька типів, перехідних між SA і SB, а також тип неправильних галактик Im (схожих на Магелланові Хмари). У цій класифікації галактика Андромеди має тип SA(s)b.

Класифікація галактик ван ден Берга (DDO) містить два параметри: тип галактики (Sa, Sb, Sc, Ir) і клас світності (I, II, III, IV, V).

Додаток 3

Історія відкриття квазарів

У 1960 р. астрономи T. Меттьюз і A. Сендідж під час спостережень на 5-метровому телескопі, що розташований на горі Паломар в Каліфорнії, відкрили в сузір’ї Діви нічим не примітний зореподібний об’єкт 13-ї зоряної величини (такі зорі доступні багатьом сучасним аматорським телескопам).

За три роки потому (1963) Мартін Шмідт встановив, що цей об’єкт (3С 273 — за третім Кембриджським каталогом) має дуже велике червоне зміщення. Отже, він розташований надзвичайно далеко (розрахунки показали, що 3С 273 міститься на відстані 620 мегапарсек, і віддаляється зі швидкістю 44 тисячі км/с) від нас і дуже яскравий. Небесне тіло отримало назву «квазар» (скороч. від «квазі зоряний» об’єкт) оскільки звичайну зорю з такої відстані не побачиш, а на велику зоряну систему, типу галактики, квазар, був не схожий.

Того ж таки 1963 р. 3С 273 ототожнили з потужним радіоджерелом. Таким чином, перед здивованими поглядами астрофізиків постав незвичайний об’єкт: дуже віддалений і неймовірно потужний у видимому та радіодіапазоні електромагнітних хвиль.

Подальші спостереження показали, що зміна інтенсивності випромінювання з періодом кілька місяців — для квазарів явище звичне. А оскільки розмір ділянки випромінювання не має перевищувати відстань, яку проходить світло за ці самі кілька місяців, то стало зрозумілим, що кавазари є дуже компактними за розмірами небесними об’єктами.

Дотепер виявлено вже понад кілька десятків тисяч таких об’єктів, частину з яких добре видно також в рентгенівському і радіодіапазоні.

За результатами вивчення § 27 Ви маєте:

знати й розуміти

найближчі до Землі галактики; фізичну суть спостережного червоного зміщення в спектрах галактик; типи галактик; класифікацію галактик за Е. Габблом; найвідоміші скупчення галактик; природу галактик, радіогалактик і квазарів; природу активності ядер галактик.

уміти

спостерігати за допомогою телескопа зоряні скупчення, Туманність Андромеди.

оцінювати

значення вивчення галактик для розуміння будови Всесвіту.






Відвідайте наш новий сайт - Матеріали для Нової української школи - планування, розробки уроків, дидактичні та методичні матеріали, підручники та зошити

Віртуальна читальня освітніх матеріалів для студентів, вчителів, учнів та батьків.

Наш сайт не претендує на авторство розміщених матеріалів. Ми тільки конвертуємо у зручний формат матеріали з мережі Інтернет які знаходяться у відкритому доступі та надіслані нашими відвідувачами.

Всі матеріали на сайті доступні за ліцензією Creative Commons Attribution-Sharealike 3.0 Unported CC BY-SA 3.0 та GNU Free Documentation License (GFDL)

Якщо ви являєтесь володарем авторського права на будь-який розміщений у нас матеріал і маєте намір видалити його зверніться для узгодження до адміністратора сайту.

Дозволяється копіювати матеріали з обов'язковим гіпертекстовим посиланням на сайт, будьте вдячними ми приклали багато зусиль щоб привести інформацію у зручний вигляд.

© 2007-2019 Всі права на дизайн сайту належать С.Є.А.