Вопрос №27. Галактики: типы, строение, эволюция.

Галактики – большие звездные скопления, упорядоченные определ способом.

Строение

Современная концепция вселенной 1929 Хабл показал с помощью телескопа, что есть другие галактики. Галактики:

Правильной формы(73%) есть ядро

Неправильной формы(27%) нет ядра.см рисунок

«считается, что ядра галактик – черные дыры» - гипотеза не проверена и не доказана

Звезды в галактике имеют движ против часовой стрелки

Галактики участвуют в расширении вселенной

10 световых лет в диаметре – самые маленькие галактики

Световой год – растояние, кот проходит свет за 1 земной год. 1 световой год = 9,5 пета метров.

18 млн световых лет в диаметре – самые большие галактики

Космологический горизонт – 10 млрд световых лет. Можно увидеть в современный телескоп, линза=6 метров

Наша галактика – млечный путь – правильная спералевидная галактика

Скорость вращения галактики=250-300 км/сек.

Гало – темная материя, поддерживающая галактику

Эволюция галактик – процесс очень сложный. В начале галактики содержат много молодых массивных и ярких звезд, со временем от ранних эпох остаются лишь менее массивные и более долго живущие звезды. В результате молодые галактики, по-видимому, являются очень яркими, а затем постепенно с возрастом их яркость уменьшается. Поскольку далекие галактики ярче, чем ожидалось, видимые расстояния до них оказываются заниженными, что в свою очередь дает завышенную плотность галактик. Поэтому Вселенная кажется нам закрытой в большей степени, чем это есть на самом деле. Учет эффектов эволюции галактик повышает оценки расстояний, соответственно, понижая оценки плотности, и приводит к выводу о том, что Вселенная более открыта, чем можно было бы предположить.

Возможно, что самое яркие галактики в далеком прошлом были более тусклыми. Такая возможность вытекает из процесса «пожирания» галактик. Если галактики проглатывали своих более мелких соседей в огромном скоплении, то они должны были бы расти и с течением времени становиться более яркими. В таком случае наши оценки расстояний до далеких галактик оказались бы завышенными. Соответствующая поправка перетягивала бы чашу весов в сторону закрытой модели Вселенной.

Основной характеристикой определенного этапа эволюции галактик является частота звездообразования, а также возраст звезд, их составляющих.

Галактики по своему строению, как показали многочисленные исследования последних десятилетий, имеют сложную структуру и разновидности. Во Вселенной имеется большое число галактик, подобно нашей Галактике, в которую входит Солнечная система. В частности, исследованы спиральные галактики, обладающие дисковой подсистемой со спиральным узором. Ближайшей к Солнечной системе гигантской спиральной галактикой является Туманность Андромеды. Кроме спиральных существуют эллиплитические галактики, по своему строению и звездному скоплению подобные сферической подсистеме нашей Галактики. В них практически нет газопылевого вещества и молодых ярких звезд. Очень часто эллиптические галактики, особенно самые массивные, имеют плотные ядра, которые по своим проявлениям обычно больше и активнее ядер спиральных галактик.

Еще один тип галактик – неправильные. Их массы и светимости в десятки раз меньше, чем у Галактики. Звездный состав их подобен скоплениям в дисках спиральных галактик. Но эти звезды, а также значительные массы газопылевого вещества не образуют регулярной структуры и не обладают выраженным общим вращением. Кроме ярких молодых звезд, в неправильных галактиках имеются еще и звезды старые, менее яркие, подобные звездам сферической подсистемы Галактики, также образующие общий сферический состав. Перечисленные три типа галактик были впервые обнаружены и изучены Э. Хабблом и другими астрономами в 20-30-е гг. XX в. В последние десятилетия стали известны также галактики иных типов, не всегда укладывающиеся в первоначальную классификацию. Это относится в первую очередь к галактикам с активными ядрами и значительным радиоизлучением. В них звездная составляющая не обнаруживается; она либо вообще отсутствует, либо, что более вероятно, имеется, но незаметна на фоне огромной светимости плотного ядра.

Вопрос №28. Основные характеристики звезд. Образование и эволюция звезд.

Образование: большое количество газа и водорода начинает сжиматься силой собственного притяжения и взрывается. Потом начинает гореть(происходят термоядерные реакции) горит водород, результатом явл гелий(Не). Не тяжелее водорода, не собирается в центре звезды, образуется гелевое ядро. Звезда горит на периферии, выгорает и начинает раздуваться. 1 стадия – карлик(не крупная). 2 стадия – звезда превращается в красного гиганта(оболочку раздувает). Водород взрывается(его мало и гравитации почти нет). Остается гелевое ядро – рождение сверхновой звезды, начинает горет гелий

Солнце – желтый карлик. Молодые звезды – белые, голубые. Старые – красные. Температура красной звезды=3-4 тыс градусов по кельвину

1929г - Чандрасекар Субраманьян(1910–95) вывел предел Чандрасекара: «если масса холодной звезды меньше массы солнца, то звезда превращается в черный карлик, размером примерно с землю, а массой сравнима с солнцем».

Масса солнца = 1,99 на 10 в 30 степени кг(в 332958 раз больше Земли)

Ландау» если масса звезды = массе солнца, то звезда превратится в нейтроновую звезду». Радиус нейтронной звезды = примерно несколько десятков км.

Плотность вещества = миллионы тонн на кубический метр.

1939 - Оппенгеймер Роберт(1904-67) доказал, чтоесли масса холод звезды больше предела Чандрасекара, то звезда превращается в черную дыру(т.е. каллапсирует) – сантиметровая черная точка.масса черной дыры стремится к бесконечности.

Основные хим вещества на звездах: водород, гелий, ртуть, барий, стронций.

Звезды бывают любого цвета(сиреневые, зеленые, розовые)

Основные цвета:голубой, температура примерно 20000 градусов по кельвину.

Белые – 10 тыс градусов, желтые – 6-8 тыс градусов, красные – 3-4 тыс градусов.

Не бывает звезд меньше 3000 градусов К, это уже черный карлик. По цвету определяют состав звезды.