Презентация на тему «другие галактики»

Введение

Галактики — это прежде всего звездные системы; их оптическое излучение связано со звездами. Пространственные звезды образуют две основные структурные составляющие Галактики, как будто они вложены друг в друга: быстро вращающийся звездный диск, обычно толщиной 1-2 тысячи лет, и медленно вращающаяся сферическая (или сфероидальная) составляющая, яркость которой не сконцентрирована в плоскости диска и в центре Галактики. Внутренняя, самая яркая часть сфероидальной составляющей называется выпуклостью, а внешняя часть низкой яркости называется звездным ореолом. В центральной части массивных галактик часто можно увидеть небольшой и быстро вращающийся диск размером в тысячи зв.лет, который также состоит из звезд и газа. Такая структура галактик отражает сложную многоуровневую природу их образования. Существуют галактики, где наблюдается только один из двух основных компонентов: диск или сфероид.

Цель
проекта: определить значение галактик во Вселенной.

Цели проекта: Млечный Путь Галактической Звезды:

1. чтобы взглянуть на историю исследования галактики;
2. чтобы узнать больше о концепции и классификации галактик;
3. чтобы определить состав галактик;
4. для изучения свойств галактик;
5. для анализа звездного образования галактик;
6. чтобы исследовать возрождение галактик.

Метод
исследования: теоретический, т.е. отбор, анализ и систематизация информации по
теме.

Преследование галактики

Преследование галактик — это тип взаимодействия между галактиками с низкой светимостью и более яркими, которые происходят в богатых скопления галактик, Такие как Дева и Кома, где галактики движутся на высоких относительные скорости и частые столкновения с другими системами скопления из-за высокой галактической плотности последнего. В соответствии с компьютерное моделирование, взаимодействия превращают затронутые галактические диски в возмущенные спиральные галактики с перемычкой и производит звездообразования с последующим, если произойдет больше встреч, потеря угловой момент и подогрев их газа.

Результатом будет преобразование (позднего типа) спиральных галактик с низкой светимостью в карликовые сфероидалы и карликовые эллиптические тренажеры.

Доказательства гипотезы были получены при изучении карликовых галактик ранних типов в скоплении Девы и обнаружении таких структур, как диски и спиральные рукава, которые предполагают, что они являются бывшими. дисковые системы трансформируется вышеупомянутыми взаимодействиями. Однако существование подобных структур в изолированных карликовых галактиках ранних типов, таких как LEDA 2108986, опровергает эту гипотезу

Структура

• Ядро. Обычно подразумеваются активные ядра в самом центре. В ядрах галактик живут огромные чёрные дыры.
• Диск. В этом тонком слое сконцентрировано наибольшее количество галактических объектов (звезд, газа, пыли).
• Балдж.  Это яркая внутренняя часть в центре. Буквально означает «вздутие».
• Гало. Это название внешнего сфероидального компонента. Между ним и балджем нет чёткой границы.
• Спиральный рукав. Представляет собой плотную структуру, в состав которой входят молодые звёзды и межзвёздный газ.
• Бар. Перемычка в виде плотного вытянутого образования. Состоит из межзвёздного газа и звёзд.

Концепция и классификация галактик

Галактика (Dr. — Greek. Γαλαξίας — The Milky Way) — это система звезд, межзвездного газа, пыли и темной материи, которая связана с гравитацией. Все объекты внутри галактик вовлечены в движение относительно общего центра массы. Галактики — чрезвычайно удаленные объекты, расстояние до ближайшего из них обычно измеряется в мегакомплексах, расстояние до отдаленных — в единицах красного смещения z. Именно из-за их удаленности в небе невооруженным глазом можно различить только три из них: Андромеда (видно в северном полушарии), Большие и Малые Магеллановы Облака (видно в южном полушарии). Разрешение изображения на отдельные звезды удалось получить только в начале 20-го века. В начале 1990-х годов насчитывалось не более 30 галактик, в которых можно было видеть отдельные звезды, и все они принадлежали к местной группе. С запуском космического телескопа Хаббла и внедрением 10-метровых наземных телескопов число галактик, в которых можно видеть отдельные звезды, резко возросло. В 1936 году Хаббл установил классификацию галактик, которая используется и по сей день и известна как последовательность Хаббла.

Галактики разделены на:

• Эллиптические галактики имеют гладкую эллиптическую форму (от сильно сплющенной до почти круглой) без четких деталей и с равномерным уменьшением яркости от центра к периферии (рис. 2). Они идентифицируются буквой E и числом, обозначающим сплющенный индекс галактики . Таким образом, круглая галактика будет иметь обозначение E0, а галактика с одной из ее больших полуосей вдвое больше другой будет иметь E5. Форма самого плоского (E7) очень отличается от эллипса. Эллиптические галактики состоят из старых звезд и почти полностью свободны от газа.
• Спиральные галактики состоят из плоского диска звезд и газа, в центре которого расположен сферический уплотнитель, называемый сильфоном, и вытянутого сферического ореола (рис. 3). В плоскости диска образуются яркие спиральные оболочки, состоящие в основном из молодых звезд, газа и пыли. Хаббл разделил все известные спиралевидные галактики на нормальные спирали (обозначенные символом S) и загражденные спирали (SB), которые в русской литературе часто называют галактиками с Спрингером или скрещенными.
• Ложные или нерегулярные галактики — галактика без вращательной симметрии и без значимого ядра (рис. 4). Характерным представителем ложных галактик являются Магеллановы Облака. Был даже термин «Магелланова туманность». Ложные галактики имеют различные формы, как правило, маленькие и полные газа, пыли и молодых звезд. Определяется как I. В связи с тем, что форма ложных галактик четко не определена, так как ложные галактики часто классифицируют светские галактики.
• В 1936 году был добавлен класс линзовидных галактик, которые имели такую же структуру, что и спиральные галактики, но не имели спиральной структуры. S0 отмечен. Если линзовидная галактика видна сбоку, то она отличается от эллиптической галактики более сильным сжатием и более темным слоем пыли.

Таблица характеристик основных видов галактик

	Эллиптическая галактика	Спиральная галактика	Неправильная галактика
Сфероидальный компонент	Галактика целиком	Есть	Очень слаб
Звёздный диск	Нет или слабо выражен	Основной компонент	Основной компонент
Газопылевой диск	Нет	Есть	Есть
Спиральные ветви	Нет или только вблизи ядра	Есть	Нет
Активные ядра	Встречаются	Встречаются	Нет
Процент от общего числа галактик	20%	55%	5%

Спиральные бывают с перемычкой и без. В первом типе центр пересекается плотным баром звезд. А у вторых подобного формирования не наблюдается.

В эллиптических галактиках проживают самые древние звезды и нет достаточного количества пыли и газа, чтобы создать молодые. Могут напоминать по форме круг, овал или же спиральный тип, но без рукавов.

Примерно четверть галактик представляют группу неправильных. Они меньше, чем спиральные и отображают порой причудливые формы. Их можно объяснить появлением новых звезд или же гравитационным контактом с соседней галактикой. Среди неправильных числятся Магеллановы Облака.

Взаимодействие со спутником

Гигантская галактика, взаимодействующая со своими спутниками , — обычное дело. Гравитация спутника может притягивать один из спиральных рукавов основного спутника, или траектория вторичного спутника может совпадать с положением основного спутника и, таким образом, погружаться в первичную галактику ( карликовая эллиптическая галактика Стрельца в Млечном Пути , являющаяся примером последнего). ). Возможно, это может спровоцировать небольшое звездообразование . Такие осиротевшие скопления звезд иногда называли «голубыми пятнами», прежде чем они были признаны звездами.

Анимация столкновения галактик

Структура и состав Млечного Пути

Даже по приближенным расчетам, в нашей галактике не менее 200 миллиардов звезд. Преимущественное большинство их локализовано в зоне с формой сплющенного диска.

Ядро

В центральной части Галактики есть утолщенная зона – балдж. Его диаметр – 8 тысяч парсек, он представляет собой звездное скопление эллипсоидной формы. Середина ядра расположена в созвездии Стрельца. Солнце удалено от него примерно на 8500 парсек, или 27,7 тыс. св. лет, или же на 262 квадриллиона километров.

По-видимому, в рассматриваемой зоне находится огромная черная дыра. Ее масса в 4 млн раз больше массы Солнца. Вокруг нее обращается еще один подобный массивный объект, тяжелее солнца в 1000 – 10000 раз, а также несколько тысяч черных дыр помельче, с периодом вращения около сотни лет. Воздействие гравитации от этого центра заставляет близко расположенные от центра звезды вращаться по особым орбитам. Астрономы допускают, что практически все звездные скопления  во Вселенной обращаются вокруг черных дыр.

Ядро Млечного Пути. Это самая богатая туманностями, звездными скоплениями, пылью и газом область нашей галактики.

В рассматриваемых участках Млечного Пути сконцентрировано много звезд. Например, только в одном кубическом парсеке этой области их находится несколько тысяч. Масса галактики распределяется так, что скорость обращения на орбите светил не зависит от того, насколько они удалены от центра. Обычная скорость обращения космических объектов здесь доходит до 240 км/с.

Исследования структуры Млечного пути продолжаются, и, по-видимому, ученые удивят нас новыми открытиями.

Перемычка

Длина этой части Галактики примерно 27 тыс. св. лет. Этот объект проходит сквозь ее  центр под углом 44° относительно границе между Солнцем и центром. Здесь наблюдаются в основном «красные» звезды. Их возраст значительно больше солнечного. Вокруг перемычки находится «Кольцо в пять килопарсек». В нем преобладает молекулярный водород, который является источником образования звезд.

В конце ХХ в. ученые предположили, что Млечный путь – это спиралеподобная галактика, имеющая перемычку. В 2005 г. с использованием мощного телескопа эта гипотеза подтвердилась. Более того, было установлено, что перемычка имеет значительно больший диаметр, нежели это считалось раньше.

Диск

Диаметр диска Галактики – примерно 100 тыс. св. лет. Он вращается намного быстрее, чем гало, и, причем, на разных скоростях. Вблизи черной дыры она приближается к нулю, а вот на удалении примерно 2 тыс. световых лет возрастает до 240 км/с. Затем скорость немного уменьшается, а затем увеличивается до указанного уровня и остается неизменной. Масса галактического диска в 150 миллиардов раз больше массы Солнца.

Вблизи диска находятся молодые звезды (возраст таких объектов не более нескольких миллиардов лет). Молодые космические тела образуют плоскую составляющую, среди них много объектов с высокой температурой. Вблизи плоскости диска находится основное количество газа в виде газовых облаков. Небольшие облака имеют диаметр около одного парсека. Гигантские газовые объекты располагаются во вселенском пространстве на протяжении тысяч световых лет.

Спиральные рукава

Поскольку Млечный Путь относится к спиралевидным звездным скоплениям, у нее есть рукава. Они располагаются в плоскости диска. Сам же диск находится в короне. Существуют такие рукава:

• Лебедя;
• Персея;
• Ориона;
• Стрельца;
• Центавра.

С внутренней стороны рукава Ориона размещено Солнце. Оно вращается вокруг ядра со скоростью – примерно 230 км/с. Один оборот вокруг центра галактики Солнце делает примерно за 240 миллионов лет.

Спиральные рукава галактики Млечный Путь

Гало

Эта часть имеет форму шара и выходит за его границы примерно на 5 – 10 световых лет. Температура гало – 500 тысяч градусов Кельвина. В его составе – старые, малые, малояркие звезды, а также шаровые скопления. Подавляющее большинство таких скоплений расположены ближе 100 тысяч от центра Млечного Пути, но некоторые шаровые скопления находятся на расстоянии более 200 тысяч световых лет от галактического центра. Центр симметрии гало полностью совпадает с центром диска Галактики.

Звезды в этой области могут встречаться как одиночные, так и в составе скоплений, по несколько миллионов каждое. Их возраст обычно превышает 12 млрд. лет. Здесь процессы звездообразования завершились и в основном встречается темная материя.

Галактическое гало

Объекты, входящие в гало, движутся по весьма вытянутым орбитам. В целом эта область вращается медленно. Отдельные звезды имеют и вовсе хаотичное движение.

Неправильные галактики

Галактики без регулярной структуры определяются как неправильные и часто подразделяются на две категории:

• Галактики Irr I: асимметричные, без центральной выпуклости и спиральных рукавов, с отдельными скоплениями молодых звезд
• Галактики Irr II: более нерегулярные, без легко разрешимых отдельных скоплений

Возможно, они образовались в результате прошлых столкновений галактик.

Некоторые примеры неправильных галактик:

• M82 (Сигарная галактика), компаньон спиральной галактики M81 в Большой Медведице
• Большие и Малые Магеллановы облака легко видны в темных местах Южного полушария
• NGC 1427A в созвездии Печи и похожа на Большое Магелланово облако

Неправильные галактики

• I тип (IO) неправильных галактик составляют необычные одиночные соединения. Как правило, состоят они из молодых звёзд и туманностей.
• II тип (Im) объединяет взаимодействующие между собой галактики. Более того, чаще это столкнувшиеся и соединившиеся галактики.

Безусловно, множественность и индивидуальность галактик это уже известный факт. Но их изучение продолжается. И вероятно, что учёные откроют ещё много нового.

1. 1. Общее количество галактик во Вселенной

астрономы видят галактики настолькообъяснить один из самых интригующих вопросовиспускает ультрафиолетовое излучениеЭволюция галактик — процесс формирования галактик, а также изменения со временем их параметров: формы, размеров, химического состава и звёздного населения. Формирование галактик началось 12—13 миллиардов лет назад, и хотя эволюция у каждой галактики идёт по-своему, известно множество общих механизмов, которые могут повлиять на эволюцию каждой галактики. Это могут быть бурные процессы, такие, как слияния галактик, а может быть, например, постепенно идущее звездообразование, при котором расходуется галактический газ и увеличивается металличность галактики. Для удобства выделяют три вида эволюции: динамическую, спектрофотометрическую и химическую, которые чаще всего рассматриваются по отдельности, как и механизмы, их порождающие.Наблюдения множества галактик дали большое количество информации о них, в том числе об их параметрах в прошлом, так как свет от далёких галактик приходит к наблюдателям через очень большой промежуток времени. Тем не менее, в настоящее время не существует единого сценария, который естественным образом вписывается в теорию и при этом объясняет результаты наблюдений. Существует две конкурирующих теории: иерархическая концепция, предпочтительная с точки зрения теории, но не полностью соответствующую наблюдениям, и совокупность эмпирических сценариев, которые хорошо описывают наблюдения, но не всегда согласуются с существующей теорией. Первые шаги в изучении эволюции галактик сделал Эдвин Хаббл в 1920-х годах, и до сих пор теории активно развиваются и пересматриваются.галактиктелескоповкрасными смещениямивозрастом Вселенной{\displaystyle z=1}больших красных смещениях имеют иные характеристикиЭволюционные изменения в галактиках проявляются разным образом и идут по-своему у каждой галактики, хотя и под влиянием различных общих механизмов. Выделяют три проявления эволюции: динамическая эволюция — изменение движения составляющих галактики, спектрофотометрическая — изменение цвета, светимости и спектра галактики, химическая — изменение её химического состава. Обычно при численном моделировании свойств галактик для удобства исследуют какое-то одно из них.приливные силыбарзвездообразованияслияние галактикмного небольших спутниковаккрециюцветаспектральным классамклассам светимостиживут и умирают

Слайд 12ГалактикиКвазары и квазагиОт англ. quasar — QUASi stellAR radio source, т.е.

похожий на звезду радиоисточник. Это класс внегалактических объектов, отличающихся очень высокой светимостью и настолько малым угловым размером, что в течение нескольких лет после открытия их не удавалось отличить от точечных источников – «звезд».Впервые квазары обнаружили в 1960 г. как радиоисточники, совпадающие в оптическом диапазоне со слабыми звездообразными объектами. В 1963 г. М.Шмидт (США) доказал, что линии в их спектрах сильно смещены в красную сторону (т.е., квазары оказались самыми далекими объектами в наблюдаемой Вселенной)‏Квазаги и квазары — мощные квазизвездные источники оптического и радиоизлучения небольших размеров (

Что происходит при столкновении галактик

В результате этих взаимодействий нередко существенно меняется и внешний вид звездных скоплений. При этом таким процессам подвергается около двух процентов галактик, расположенных на относительно небольшом от Земли расстоянии.

Так, в созвездии Ворона, на расстоянии в 63 миллиона световых лет от Земли, находится самая близкая к нашей планете пара сталкивающихся звездных скоплений NGC4038 и NGC4039, более известных как «Антенные» галактики. Связано такое название с тем, что к ним примыкают длинные, состоящие из газа и звезд, лентовидные образования, напоминающие две антенны.

Детальные исследования этих двух галактик выявили в них более тысячи возникших в недавнем прошлом шаровидных звездных скоплений, в каждом из которых — до миллиона солнц. При этом эти шаровидные образования довольно молоды: их возраст — около сотни миллионов лет. Образовались же они под влиянием приливных сил, появившихся в ходе сближения двух галактик.

Впрочем, следует указать, что силы тяготения во время столкновения звездных систем существенной роли не играют. Более важными являются гравитационные взаимодействия отдельных участков галактик: две близко расположенные области притягивают друг друга значительно сильнее, чем те, которые находятся на отдаленном расстоянии одна от другой.

В результате гравитации возникают приливные силы, растягивающие галактики в длину или же изгибающие их. Причем происходят подобные изменения в форме звездных островов даже тогда, когда они лишь проносятся на близком расстоянии друг от друга, не приходя в непосредственное соприкосновение.

А вот что произойдет с формой галактик при их столкновении, зависит как от геометрии удара, так и от скорости, с которой он совершается.

• Когда галактики сближаются со скоростью 200 километров в секунду, они обычно сливаются, словно две капли жидкости.
• Когда же скорость столкновения достигает 600 километров в секунду, то звездные острова проходят сквозь друг друга, как два призрака.
• А если сближение происходит при скорости в 1000 километров в секунду, галактики разлетаются на осколки, как столкнувшиеся стеклянные шары.

Фото столкновения «антенных» галактик NGC4038 и NGC4039

Слайд 22ГалактикиОбразование галактик Если облако не обладало начальным вращением, а плотность его

увеличивалась к центру, образуется эллиптическая галактика. Сферические скопления галактик с преобладанием эллиптических и линзовых систем образовались из относительно небольших, не имевших вращательного момента сгустков газа; Если облако обладало начальным вращением и плотность его увеличивалось по направлению к центру, образуется спиральная галактика: облако с большим вращательным моментом развивается в класс Sc, со средним — в класс Sв и с малым в класс Sа. Скопления спиральных галактик возникали при дроблении больших облаков на фрагменты с большим числом вариантов распределения вращательного момента среди отдельных сгустков.

Что такое Галактика?

Прежде чем мы приступим к решению такого вопроса, как сколько галактик во Вселенной, давайте сначала определим, что такое галактика.

Галактика — это система из пыли, газа, звезд и темной материи, удерживаемых вместе гравитацией.

Слово «галактика» происходит от греческого слова «galaxias», что означает «молочный».

Это отсылка к нашему Млечному Пути — первой известной нам галактике.

По мере расширения наших знаний о Вселенной мы обнаружили, что Млечный Путь не одинок.

На самом деле, это всего лишь один из триллионов.

В прошлом такие галактики, как Галактика Андромеды, назывались «туманностями».

Считалось, что эти туманности были частью Млечного Пути.

К 1920 году это давнее убеждение было оспорено Великими дебатами.

В этом споре обсуждалась природа этих «туманностей» и просторы Вселенной в целом.

В этих дебатах астроном Хибер Кертис (Heber Curtis) назвал эти так называемые туманности «островными вселенными» и что они независимы и отделены от Млечного Пути.

Эдвин Хаббл (Edwin Hubble) позже подтвердил это утверждение.

Галактики различаются по форме и размеру.

Некоторые из них являются отличными местами для звездообразования.

Большинство галактик имеют сверхмассивные черные дыры в центре.

Есть также галактики, которые взаимодействуют и находятся в процессе столкновения друг с другом.

Типы галактик

Когда дело доходит до размера, те, которые содержат несколько миллионов звезд, называются карликовыми галактиками.

Более крупные с триллионами звезд классифицируются как гигантские галактики.

Галактики также классифицируются по внешнему виду: спиральные, эллиптические и неправильные.

• Спиральные галактики: имеют дискообразную форму с центральными выпуклостями и спиральными рукавами (могут быть обычными спиралями или спиралями с перемычкой);
• Эллиптические галактики: имеют форму от круглой до вытянутой;
• Неправильные галактики: ни спиральной, ни эллиптической формы.

Помимо основных трех типов галактик, существуют и другие классификации.

Это пекулярные галактики, линзовидные галактики и ультрадиффузные галактики.

Вселенная определена

Вселенная или космос — это в основном все.

По данным НАСА, это все материя и энергия в космосе.

Он включает в себя галактики, звезды, планеты, луны, астероиды, кометы и время.

Самое главное, поскольку мы живем на Земле, мы тоже являемся частью Вселенной.

Вселенная также включает в себя вещи, которые мы не можем видеть.

Поскольку мы являемся лишь небольшой его частью, мы еще многого не поняли об этом очень большом месте.

Звезды, планеты, луны и каждый объект, который мы видим, составляют лишь около 5% всей Вселенной.

Остальные 95% до сих пор остаются большой загадкой.

Это невидимое вещество астрономы называют темной материей и темной энергией.

Термин «темный» не имеет ничего общего с цветом этого материала.

Их называют так потому, что они практически невидимы и ученые не могут наблюдать их напрямую.

Слайд 4ГалактикиЗакон Хаббла и определение расстояний до галактикЕще в начале нашего века

было установлено, что в спектрах большинства галактик линии всех химических элементов смещены в красную сторону. Мерой этого красного смещения является величина z = ( λ’-λ0 ) / λ0Смещение в спектрах галактик объясняется эффектом Доплера, согласно которому чем быстрее удаляется от нас какой-либо объект, тем больше величина красного смещения. Связь между скоростью удаления v и z v = cz. Самая далекая галактика имеет z=6.68В 1929 году американский астроном Эдвин Хаббл сделал замечательное открытие: лучевая скорость v любой галактики (измеренная с помощью красного смещения) пропорциональна расстоянию r от нее: v = Hr , где H- коэффициент пропорциональности, называемый постоянной Хаббла.
55 км/(с·Мпк) Главным методом измерения внегалактических расстояний является метод “стандартной свечи”. В качестве «свеч» выбираются цефеиды (до 100млн. св. лет) и сверхновые звезды типа Ia, имеющие одну светимость (1011L) (более млрд. св. лет).