Цель: формирование понятийного аппарата, необходимого для усвоения информации о галактиках как одном из основных типов космических систем.

Задачи: формирование астрономических понятий:

• о галактиках как одной из основных типов космических систем:
  • классификации галактик по морфологическим признакам;
  • основных классах галактик, их структуре, составе и физических характеристиках;
• о космическом явлении активности ядер галактик, квазарах и квазагах;
• о межгалактической среде;
• о межгалактических расстояниях;
• о системах галактик: группах, скоплениях и Сверхскоплениях галактик.

Учащиеся должны знать:

• основные признаки понятия "галактика" как отдельного типа космических систем
  классификацию галактик на основе их морфологических признаков;
• об основных классах галактик, системах галактик;
• о межгалактических расстояниях.

Галактики

В 1924 г. Эдвин Хаббл установил, что туманность Андромеды образована огромным числом звезд, сливающихся в сплошное туманное пятно из-за огромной уда­ленности. Большинство других известных туманностей оказались та­кими же удаленными гигантскими системами, состоящими из мил­лионов и миллиардов звезд. Гигантские гравитационно-связанные системы звезд и межзвездного вещества, расположенные вне на­шей Галактики, стали называть галактиками. Современные мощ­ные телескопы сделали доступной регистрацию сотен миллиардов галактик.
Фотоснимки показали, что галактики различаются по внешнему виду и структуре. Хаббл предложил классифицировать галактики по их форме. Позднее его классификация стала основой современной классификационной схемы. Согласно современной классификации, различают галактики следующих основных типов: эллиптические (Е), спиральные (S), неправильные (Ir) и линзовидные (SO).

Эллиптические галактики в проекции на небесную сфе­ру выглядят как круги или эл­липсы. Число звезд в них плавно убывает от центра к краю. Звезды вращаются в такой системе в разных плоскостях. Са­ми эллиптические галактики вра­щаются очень медленно. Они со­держат только желтые и красные звезды, практически не имеют га­за, пыли и молодых звезд высокой светимости. Физическим харак­теристикам этих галактик свой­ствен довольно широкий диапазон: диаметры – от 5 до 50 кпк, массы – от 106 до 1013 масс Солнца, светимости от 106 до 1012 светимостей Солнца. Около 25% изученных галактик принадлежат к галактикам эллиптического типа.

M 87– гигантская эллиптическая галактика, крупнейшая в скоплении галактик в Деве с массой 2000-3000 млрд солнечных масс, и одна из крупнейших известных галактик. Является мощным источником радио- и гамма-излучения.
Из ядра галактики вылетают струи вещества, движущегося с релятивистской скоростью. Первая из них была открыта в 1918 и имеет длину более 5000 св. лет. Предполагается, что в центре галактики находится сверхмассивная чёрная дыра с массой порядка 6,6 миллиарда солнечных масс.

Спиральные галактики – это сильно сплюснутые системы с центральным уплотнением (в котором находится ядро галактики) и с заметной спиральной структурой.

Размеры этих галактик достигают 40 кпк, а светимости – 1011 светимостей Солнца.
В окружающем уплотнение диске имеются две или более клочковатые спиральные ветви.   Спиральные рукава представляют собой области активного звездообразования и состоят по большей части из молодых горячих звёзд; именно поэтому рукава хорошо выделяются в видимой части спектра. Абсолютное большинство наблюдаемых спиральных галактик вращается в сторону раскручивания спиральных ветвей.

Примерно у половины спиральных галактик в центральной части имеется почти прямая звездная перемычка – бар, от которой начинают закручиваться спиральные рукава. Такие галактики называются спиральными с перемычкой.

В спиральных ветвях галактик сосредоточены самые яркие и молодые звезды, яркие газопылевые туманности, молодые звезд­ные скопления и звездные комплексы. Поэтому спиральный узор отчетливо виден даже у далеких галактик, хотя на долю спиральных рукавов приходится всего несколько процентов массы всей галактики. Наша Галактика является спиральной. Ближайшая звездная си­стема, похожая по структуре и типу на нашу Галактику, – это туманность Андромеды. Свет от этой галактики доходит до нас примерно за 2 млн. лет.

Линзообразная галактика – тип галактик, промежуточный между эллиптическими и  спиральными  в  классификации Хаббла. Линзообразные галактики – это дисковые галактики (как и, например, спиральные), которые потратили или потеряли свою межзвёздную материю (как эллиптические) и поэтому частота формирования звёзд в них понижена. Всё же, в своих дисках они могут сохранять значительные запасы пыли. В результате, они состоят в основном из старых звёзд. В тех случаях, когда галактика обращена плашмя в сторону наблюдателя, часто бывает трудно чётко различить линзообразные и эллиптические галактики из-за невыразительности спиральных рукавов линзообразной галактики.

Галактика Веретено – галактика в созвездии Дракон.
Галактика открыта в 1781 году французским астрономом Пьером Мешеном. В 1788 году независимо открыта английским астрономом Уильямом Гершелем.
Галактика наблюдается практически с ребра, что позволяет видеть тёмные области космической пыли, находящиеся в галактической плоскости.
Галактика Веретено находится на расстоянии примерно в 44 млн световых лет. Свету требуется около 60 тысяч лет, чтобы пересечь всю галактику.

К неправильным галактикам относят маломассивные галактики неправильной структуры. У них не наблюдается четко выраженного ядра и вращательной симметрии. Видимая яркость таких галактик создается молодыми звездами высокой светимости и областями ио­низированного водорода.
Массы неправильных галактик составля­ют от 108 до 1011 масс Солнца, размеры этих галактик достигают 10 кпк, а светимости их не превышают 1011 светимостей Солнца. В таких галактиках содержится много газа – до 50 % их общей массы.
Ближайшими к нам яркими неправильными галактиками явля­ются расположенные в Южном полушарии Магеллановы Облака (Большое и Малое). Они выглядят как два туманных облачка, серебристо светящихся в хорошую погоду на ночном небе. Большое Магелланово Облако, имеющее в диаметре 7 кпк, расположено от нас на рас­стоянии 52 кпк. По мнению не­которых астрономов, в Магелла­новых Облаках можно различить зачатки спиральной структуры.

В отдельные группы галактик выделяют:

Взаимодействующие галактики, связанные между собой "перемычками", "хвостами" и "гамма-формами", состоящими из звезд.

Компактные галактики, не превышающие своими размерами 3000 св. лет, и изолированные в пространстве звездные системы имеющие значительно меньшие размеры – до 200 св. лет.

Активные галактики выделяются интенсивным свечением в радио- или ультрафиолетовом диапазоне, испусканием g –квантов высоких энергий, необычайно яркими ядрами с двойными и даже кратными источниками излучения, в которых происходят бурные процессы, сопровождаемые выбрасыванием мощных потоков газа (джетов) со скоростью свыше 1000 км/с (до 1% от общего числа галактик).
Активность ряда галактик может объясняться процессами, происходящими в результате их тесного взаимодействия (слияния). Так, столкновение галактики М81 и М82 около 600 000 лет назад привело к образованию в области их контакта сотен гигантских областей активнейшего звездообразования, из-за чего галактика М82 наблюдается сейчас как "взрывающаяся".

В особый класс космических объектов следует выделить квазары и квазаги.

Квазар – мощное и далёкое активное ядро галактики. Квазары являются одними из самых ярких объектов во Вселенной – их мощность излучения иногда в десятки и сотни раз превышает суммарную мощность всех звёзд таких галактик, как наша. В первую очередь квазары были опознаны как объекты с большим красным смещением, имеющие электромагнитное излучение (включая радиоволны и видимый свет) и настолько малые угловые размеры, что в течение нескольких лет после открытия их не удавалось отличить от «точечных источников» – звёзд.

Кваза'г – космический объект, напоминающий квазар, но не обладающий сильным  радиоизлучением. Квазаги были открыты в 1965 году. Как и квазары, квазаги имеют очень большие (больше, чем у сверхгигантских галактик) светимости при сравнительно малых размерах, но, в отличие от квазаров, у квазагов нет сильного радиоизлучения.
Расстояние до галактик определяется несколькими способами, из наблюдений находящихся в них:

1) звезд цефеид на основе соотношения "период изменения блеска – светимость цефеиды";
2) звезд ярких голубых и красных гигантов и сверхгигантов по основной фотометрической формуле , где m – видимая звездная величина звезды, M – абсолютная звездная величина звезды, определяемая на основе закономерностей (диаграмм) "спектр – светимость" и "цвет – светимость";
3) вспышек Новых и Сверхновых (на основе той же фотометрической формулы).

К сожалению, эти методы применимы лишь для измерения расстояния до самых близких галактик, разрешаемых в мощнейшие телескопы на отдельные звезды, и по ряду причин полученные результаты несколько расходятся между собой, т.е. являются недостаточно точными.

В 2000-2001 гг. была сделана первая попытка определить расстояние до ближайших галактик наиболее точным и устойчивым к различным помехам параллактическим способом: использовалась система радиотелескопов, работающая в режиме радиоинтерферометра.

Расстояние до далеких галактик определяется на основе закона Хаббла, о котором вы узнаете на следующем уроке.

В настоящее время среднее расстояние между отдельными галактиками в скоплениях в среднем в 100 раз превосходит размеры галактик и продолжает увеличиваться. В эпоху формирования галактики были ближе друг к другу и чаще взаимодействовали между собой. При столкновениях галактик их протяженные газовые короны рассеивались по всему скоплению. Более массивные галактики при движении внутри скоплений ускоряют движение других галактик, а сами тормозятся, захватывая газ из корон галактик.

Ближайшая спиральная галактика М31 – "Туманность Андромеды" находится на расстоянии 750 кпк от нашей Галактики и постепенно сближается с ней. Через 3-4 миллиарда лет они сблизятся до 20-400 кпк и, возможно, сольются.

В отличие от других космических объектов, одиночные галактики наблюдаются исключительно редко. Как правило, они являются элементами каких-либо обширных галактических систем – групп, скоплений и Сверхскоплений галактик.

Группы галактик включают в себя до 100 галактик с их спутниками, имеющих общее происхождение, гравитационно-связанных между собой и перемещающихся в пространстве как единое целое.

Местная группа галактик

В Местную группу галактик размерами до 1400 кпк входит 38 объектов, в том числе 4 спиральных, 20 эллиптических и 14 неправильных галактик.
Её центр масс расположен на линии, соединяющей нашу Галактику с М31 на расстоянии 40 кпк от последней.
Взаимное сближение галактик Местной группы может привести к тому, что 10¹¹-10¹² лет спустя они сольются в одну Сверхгалактику.
Местная группа галактик входит в скопление галактик в созвездии Девы размерами до 5 Мпк, включающем в себя свыше 200 галактик высокой и средней светимости. Под действием сил тяготения она перемещается со скоростью 600 км/с в направлении созвездия Гидры, удаленному на расстояние 70 Мпк.
Скопление в Деве представляет собой центральное сгущение нашего Сверхскопления, включающего в себя более 20000 крупных галактик. Его ближайшие соседи – Сверхскопление в созвездии Льва (до него 140 Мпк) и в Геркулесе (150 Мпк).
Сверхскопления галактик представляют собой системы скоплений галактик размерами 50-150 Мпк, состоящие из нескольких богатых скоплений, мелких групп и одиночных галактик. В состав Сверхскоплений входит до 50000 галактик. В настоящее время известно около 50 Сверхскоплений.
Система Сверхскоплений галактик образует структуру Метагалактики – части Вселенной, в которой мы живем и которая доступна нашим наблюдениям.

Закрепление изученного материала проводится в форме самостоятельной и практической работ: учащимся предлагается по 10-15 фотографиям различных галактик создать их классификацию (повторение работы Э. Хаббла) затем она уточняется, детализируется.

Литература

1. Астрономия, учебник для 10-го класса Воронцов-Вельяминов Б.А.
2. Астрономия: Учебное пособие Засов А. В., Кононович Э. В.
3. Атлас звездного неба, Шимбалев А. А., Москва, АСТ, 2008 год
4. XVII Всероссийская олимпиада школьников по астрономии. Анапа, 2010 год. Условия и решения задач теоретического и практического тура
5. http://ru.wikipedia.org 
6. http://www.astronet.ru

Приложение 1

Приложение 2

Приложение 3

Приложение 4

Приложение 5