реферат по астрономии. реферат по астрономии к 29 Галактика. История исследования Галактики
 Скачать 241.2 Kb.
|
|
Муниципально-образовательное учреждение «МАОУ СОШ №1-Школа Сколково-Тамбов » Реферат на тему: «История исследования Галактики» Выполнила: ученица 10 Б класса Стрельникова К.С. Преподаватель: Корнеев Г.А. Как это ни странно, но история внегалактической астрономии начинается с ловли комет. В 1781 году известный ловец комет, астроном Парижской обсерватории Шарль Мессье решил составить каталог туманностей, чтобы впредь не принимать их за кометы. К тому времени на его «личном счету» уже было 8 вновь открытых комет, вообще же за свою долгую жизнь он наблюдал 36 комет. В каталог Мессье вошло 103 объекта, которые и сейчас принято обозначать номерами его каталога с прибавлением буквы « М ».Так, М 1-это уже известная нам Крабовидная туманность, М 42 – туманность Ориона и т.д. Но в каталоге Мессье наряду с «настоящими» туманностями (Крабовидная, в Орионе и др.) оказались и тесные звездные скопления. Так М 45 – это Плеяды, М 44 – Ясли, М 13 – шаровое звездное скопление в Геркулесе. Всего в каталоге Мессье оказалось 20 рассеянных и 24 шаровых звездных скопления. Была в каталоге Мессье и еще одна крупная групп объектов, которые не были ни туманностями, ни звездными скоплениями. К ним принадлежали туманности в Андромеде (М 31), Треугольнике (М 33), Гончих Псах (М 51) и еще 22 объекта. Это были галактики, далекие звездные системы, подобные нашему Млечному Пути. Но во времена Мессье об этом никто даже ни догадывался и самого термина «галактика» ни существовало. Туманными пятнами вскоре заинтересовался другой астроном – Вильям Гершель. В отличие от Мессье, Гершель рассматривал эти объекты не как источник путаницы при наблюдениях комет, а как небесные тела, подлежащие пристальному изучению. Наблюдая туманности и звездные скопления, Гершель составил несколько их каталогов, в которые вошло 2500 объектов, опубликовал сводный «Генеральный каталог» (GC), включив в него 5079 объектов. Вильям Гершель еще в начале своих наблюдений заметил, что часть «туманных пятен» разлагается на звезды, а другая часть – нет. Но тогда он полагал, что просто это более далекие звездные скопления и для того, разложить их на звезды, нужны телескопы большей силы. Гершель одним из первых понял, что Млечный Путь представляет собой гигантскую звездную систему, «островную вселенную». Применив метод «черпков», т.е. подсчетов числа звезд различной звездной величины в отдельных избранных участках, он попробовал представить себе строение нашей Галактики. Вместе с тем он правильно полагал, что существуют и другие «островные вселенные», похожие на млечный путь, и что все вместе они образуют некую гигантскую сверхсистему. Но четких признаков, которые позволили бы отличать «островные вселенные» от «истинных» туманностей и звездных скоплений, входящих в состав нашей Галактики, в распоряжении Гершеля не было, и быть не могло. Они появились позже, уже в 60-е годы XIX века. С появлением совершенных телескопов и применением фотографии была установлена физическая природа звездных систем – галактик. Впервые спектр Туманности Андромеды был сфотографирован в 1888 г. английским астрономом У. Хёггинсом (1824 - 1910). Этот спектр оказался похожим на спектры желтых звезд. В 1911 г. немецкий астроном М. Вольф обнаружил в спектре Андромеды 45 линий поглощения, в том числе водородную серию Бальмера и основные линии ионизованного кальция. Все это подтверждало звездный состав галактики Андромеды. Но лишь в 1923 – 1924 гг. Э. Хаббл (1889 - 1953) по фотографиям, полученным им на новом телескопе-рефлекторе диаметром 2,5 м (США, обсерватория Маунт-Вильсон), окончательно установил, что спиральные ветви галактики Андромеды состоят из звезд, среди которых оказалось много гигантов, в частности цефеид. В 1944 г. на том же телескопе В. Бааде (1893 - 1960) получил уникальные фотографии, четко показывающие, что центральное сгущение этой галактики тоже состоит из звезд. По многочисленным фотографиям последующих лет в галактике Андромеды были обнаружены рассеянные и шаровые звездные скопления, группы горячих гигантских звезд, темные пылевые и светлые газовые туманности – словом, такие же объекты, какие входят в состав нашей Галактики. Фотографии других сравнительно близких к нам галактик, в частности М 33 в созвездии Треугольника и М 51 в созвездии Гончих Псов, также показывают их спиральную звездную структуру с центральным сгущением. В экваториальном поясе многих звездных систем, видимых «с ребра», имеются мощные пылевые облака. На фотографиях подавляющего большинства галактик звезд не видно, но спектры полностью подтверждают их звездный состав. Так окончательно установлено, что во Вселенной, помимо Галактики, существует множество других аналогичных звездных систем. История изучения галактик В 1610 году Галилео Галилей при исследовании Млечного Пути с помощью телескопа обнаружил, что Млечный Путь состоит из огромного числа слабых звёзд. В трактате 1755 года, основанном на работах Томаса Райта (англ. Thomas Wright), Иммануил Кант предположил, что Галактика может быть вращающимся телом, которое состоит из огромного количества звёзд, удерживаемых гравитационными силами, сходными с теми, что действуют в Солнечной системе, но в бо́льших масштабах. С точки наблюдения, расположенной внутри Галактики (в частности, в нашей Солнечной системе), 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 галактиками.  Объект M31, галактика Андромеда. Рисунок Мессье К концу XVIII столетия Шарль Мессье составил каталог, содержащий 109 ярких туманностей. С момента публикации каталога до 1924 года продолжались споры о природе этих туманностей. Уильям Гершель высказал предположение, что туманности могут быть далёкими звёздными системами, аналогичными системе Млечного Пути. В 1785 году он попытался определить форму и размеры Млечного Пути и положения в нём Солнца, используя метод «черпаков» — подсчёта звёзд по разным направлениям. В 1795 году, наблюдая планетарную туманность NGC 1514, он отчётливо увидел в её центре одиночную звезду, окружённую туманным веществом. Существование подлинных туманностей, таким образом, не подлежало сомнению, и не было необходимости думать, что все туманные пятна — далёкие звёздные системы[51]. В XIX веке считалось, что неразрешимые на звёзды туманности являются формирующимися планетными системами. А NGC 1514 была примером поздней стадии эволюции, где из первичной туманности уже сконденсировалась центральная звезда[51]. К середине XIX века Джон Гершель, сын Уильяма Гершеля, открыл ещё 5000 туманных объектов. Построенное на их основе распределение стало главным аргументом против предположения, что они являются далёкими «островными вселенными», подобными нашей системе Млечного Пути. Было обнаружено, что существует «зона избегания» — область, в которой нет или почти нет подобных туманностей. Эта зона находилась близ плоскости Млечного Пути и была проинтерпретирована как связь туманностей с системой Млечного Пути. Поглощение света, наиболее сильное в плоскости Галактики, было ещё неизвестно[51]. 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. Вращение Галактики вокруг ядра предсказано Марианом Ковальским[52], который в 1860 году в «Учёных записках Казанского университета» опубликовал статью с его математическим обоснованием, издание было переведено и на французский язык[53]. В 1865 году Уильям Хаггинс (англ. William Huggins) впервые получил спектр туманностей. Характер эмиссионных линии туманности Ориона явно говорил о её газовом составе, но спектр туманности Андромеды (M31 по каталогу Мессье) был непрерывный, как и у звёзд. Хаггинс заключил, что такой вид спектра M31 вызван высокой плотностью и непрозрачностью составляющего её газа. В 1890 году Агнесса Клерк (англ. Agnes Mary Clerke) в книге о развитии астрономии в XIX веке писала: «Вопрос о том, являются ли туманности внешними галактиками, вряд ли заслуживает теперь обсуждения. Прогресс исследований ответил на него. Можно с уверенностью сказать, что ни один компетентный мыслитель перед лицом существующих фактов не будет утверждать, что хотя бы одна туманность может быть звёздной системой, сравнимой по размерам с Млечным Путём»[51].  Фотография M31, 1899 г. В начале XX века Весто Слайфер (англ. Vesto Melvin Slipher) объяснил спектр туманности Андромеды отражением света центральной звезды (за которую он принял ядро галактики). Такой вывод был сделан на основе фотографий, полученных Джеймсом Килером на 36-дюймовом рефлекторе. Было обнаружено 120 000 слабых туманностей. Спектр там, где его можно получить, был отражательным. Как известно сейчас, это были спектры отражательных (в основном пылевых) туманностей вокруг звёзд Плеяд. В 1910 году Джордж Ричи (англ. George Willis Ritchey) на 60-дюймовом телескопе обсерватории Маунт-Вилсон получил снимки, на которых было видно, что спиральные ветви больших туманностей усыпаны звездообразными объектами, но изображения многих из них были нерезкие, туманные. Это могли быть и компактные туманности, и звёздные скопления, и несколько слившихся изображений звёзд. В 1912—1913 была открыта зависимость «период — светимость» для цефеид. В 1918 году Эрнст Эпик[54] определил расстояние до туманности Андромеды и обнаружил, что она не может быть частью Млечного Пути. Хотя полученная им величина составляла 0,6 от современного значения, стало понятно, что Млечный Путь не является всей Вселенной. В 1920 году состоялся «Великий спор» между Харлоу Шепли и Гебером Кертисом. Суть спора заключалась в измерении расстояния по цефеидам до Магеллановых Облаков и оценке размера Млечного Пути. Используя усовершенствованный вариант метода черпаков, Кертис сделал вывод о маленькой (диаметром в 15 килопарсек) сплюснутой галактике с Солнцем вблизи центра. И также небольшом расстоянии до Магеллановых Облаков. Шепли, основываясь на подсчёте шаровых скоплений, дал совсем другую картину — плоский диск диаметром около 70 килопарсек с Солнцем, находящимся далеко от центра. Расстояние до Магеллановых Облаков было того же порядка. Итогом спора стал вывод о необходимости ещё одного независимого измерения. В 1924 году на 100-дюймовом телескопе Эдвин Хаббл нашёл в туманности Андромеды 36 цефеид и измерил расстояния до неё, оно оказалось огромным (хотя и в 3 раза меньше современной величины). Это подтвердило, что туманность Андромеды — не часть Млечного Пути. Существование галактик было доказано, и «Великий спор» завершён[51]. Современная картина нашей Галактики появилась в 1930 году, когда Роберт Джулиус Трюмплер (англ. Robert Julius Trumpler) измерил эффект поглощения света, изучая распределение рассеянных звёздных скоплений, концентрирующихся в плоскости Галактики[55]. В 1936 году Хаббл построил классификацию галактик, которая используется по сей день и называется последовательностью Хаббла[56]. В 1944 году Хендрик Ван де Хюлст (Hendrik van de Hulst) предсказал существование радиоизлучения с длиной волны 21 см, излучаемого межзвёздным атомарным водородом, которое было обнаружено в 1951 году. Данное 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 водород и в других галактиках. 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[42]. В конце 1940-х гг. А. А. Калиняк, В. И. Красовский и В. Б. Никонов получили первое изображение центра Галактики в инфракрасном диапазоне спектра[52][57]. Новые наблюдения, произведённые в начале 1990-х годов на космическом телескопе «Хаббл», 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[7]. «ВЕЛИКИЙ СПОР» Открытие зависимости «период-светимость» у цефеид в 1912 – 1913 гг. позволило определить масштабы нашего Млечного Пути, расстояния и размеры шаровых звездных скоплений и, наконец, расстояние до Магелановых Облаков – двух хорошо заметных невооруженным глазом туманных пятен, находящихся в южном полушарии неба. Но Магелановы Облака давно уже были разрешены на звезды, и именно в Малом Мпгелановом Облаке находились те 25 цефеид, по которым мисс Ливитт впервые вывела зависимость «период - светимость». В 1916 – 1918 гг. Х. Шепли с помощью этой зависимости, уточнив нуль-пункт, определил, что расстояние до Магелановых Облаков составляет около 100000 световых лет. Это означало, что Магелановы Облака находятся за пределами нашей Галактики, поскольку ее размеры оценивались, например, Г. Зеелигером в 23000 световых лет. В те годы, однако, не было полной ясности в этом вопросе. Зеелигер получил свою оценку размеров Галактики по методу, близкому к методу «черпков », применявшемуся еще В. Гершелем, а именно путем подсчетов числа звезд до данной звездной величины в сочетании с определением их собственных движений. Если считать, что в среднем скорости у всех звезд одинаковы и не зависят от расстояния до них, то по величине угловых собственных движений звезд можно определить их расстояние. Х. Шепли дал совсем другую оценку размеров Галактики: 300000 световых лет. Он считал, что шаровые звездные скопления находятся внутри нашей Галактики, а расстояния до них, определенные по цефеидам и по звездным величинам самых ярких звезд скопления, достигали 220000 световых лет. Против оценок этих расстояний выступил астроном Ликской обсерватории Х. Кертис. Он считал, что все расстояния завышены Шепли раз в десять. Кертис поддерживал оценку размеров Галактики, вытекающую из звездных подсчетов, и считал, что шаровые звездные скопления гораздо ближе к нам, чем находит Шепли. Поскольку вопрос о масштабах Галактики и окружающей ее части Вселенной представлял громадный интерес, Национальная академия наук США в Вашингтоне организовала 26 апреля 1920 года специальную дискуссию между Шепли и Кертисом, получившую название «Великого Спора». Этот спор касался не только масштабов Галактики, но и природы спиральных туманностей. И разным оказался итог дискуссии по этим двум проблемам. Оба участника спора соглашались в том, что: А) звезды в скоплениях и в отдаленных частях Млечного Пути ничем особенным не отличаются от звезд в окрестностях Солнца (в этом они были правы); Б) относительные расстояния до шаровых скоплений, определенные Шепли, правильны (и это было верно); В) межзвездного поглощения света не существует (а вот это было серьезной ошибкой). Шепли опирался на данные по цефеидам и ярким гигантам. Кертис критиковал эти данные и считал, что красные и желтые звезды в скоплениях – карлики, схожие с Солнцем (тогда как на самом деле это были гиганты). Детали «великого спора» характерные для оценки позиции его участников данные для расстояния до шарового звездного скопления М 13 в Геркулесе (в световых годах):
Итак, мы видим, что здесь Шепли оказался ближе к истине, чем Кертис. Некоторые завышения его оценки связано с пренебрежением межзвездным поглощением света, из-за которого все далекие звезды казались слабее (а потому относились Шепли на более далекие расстояния). Но в другом вопросе именно Кертис был прав, а Шепли ошибался. Это был вопрос о природе спиральных туманностей. Кертис считал, что это «островные вселенные», подобные нашей Галактике, тогда как Шепли полагал, что это «истинно туманные объекты». Первые попытки определить расстояние до самой яркой и, очевидно, ближайший из них – туманности Андромеды – давали странные и противоречивые результаты. Шведский астроном К. Болин в 1907 г. определил из большой серии измерений параллакс туманности Андромеды и получил значение 0”,17, чему соответствовало расстояние в 19 световых лет. Выходило, что эта туманность – совсем рядом! Но спустя четыре года американский физик Ф. Вери сделал оценку расстояния, сравнив блеск Новой S Андромеды, вспыхнувший в 1885 г. (см. стр. 138), и Новой Персея, и получил 1600 световых лет. Туманность, по Вери, была не близко, но все же в пределах Млечного Пути. Вери не знал, что S Андромеды была сверхновой, тогда как звезда в Персее – обычной новой. Лишь в 1917 г. сотрудник обсерватории Маунт Вилсон Дж. Ричи обнаружил несколько обычных новых в туманности Андромеды и в ряде других спиральных туманностей. Этим заинтересовался Кертис, вскоре также нашедший несколько новых в спиралях по пластинкам Ликской обсерватории. В 1918 г. он определил по четырем новым расстояние до туманности Андромеды в 500 000 световых лет. Это означало, что она (а значит, и все другие спиральные туманности) – внегалактический объект. Между тем Шепли подошел к этому вопросу еще с другой точки зрения. По его оценкам, протяженность Млечного Пути составляла 300 000 световых лет. Если считать, что туманность Андромеды такого же размера, то по ее угловым размерам получалось, что расстояние до нее 10 миллионов световых лет. А тогда нужно было допускать, что новые в М 31 гораздо ярче новых нашей Галактики. Если же яркость новых в М31 и в Млечном Пути была одного порядка, то приходилось допустить, что галактика в Андромеде в 20 раз меньше Млечного Пути (примерно то же было и в отношении других галактик). Возникла гипотеза, что Млечный Путь – своего рода «материк», а другие галактики – «острова». Для критики гипотезы «островных вселенных» ее противники использовали еще один наблюдательный факт. Спиральные туманности упорно избегали пояс вдоль главной плоскости Млечного Пути, и их количество росло по мере приближения к галактическим полюсам. Если спиральные туманности – внегалактические объекты, то почему их система связана со структурой Млечного Пути? Ясно, что эти туманности входят в состав Млечного Пути и по како-то пока еще неизвестной причине концентрируются к его полюсам. Шепли допускал, что спиральные туманности могут не принадлежать к нашей Галактике, быть ее соседями. Млечный Путь, по его мнению, в своем движении в пространстве как бы «расталкивает» спиральные туманности в стороны от своей центральной плоскости. Но тогда оставалось непонятным, почему «расталкиваются» туманности со всех сторон, а не только с той, где Млечный Путь уже прошел. Правильное объяснение этого явления дал Кертис. У многих туманностей, наблюдаемых с ребра, экватор пересечен темной полосой поглощающей материи. Пояс такой материи должен иметься и у Млечного Пути. Он-то и закрывает от нас далекие туманности, лежащие в галактической плоскости. Теперь мы знаем, что это было единственно правильное объяснение. Точка зрения Кертиса поддержали А. Эддингтон и шведский астроном К. Лундмарк. А в 1930 г. швейцарец Р.Трюмплер, долго работавший на Ликской обсерватории, изучая расстояние звездные скопления, доказал существование общего поглощения света в Галактике. Оценка размеров Галактики была уменьшена до 100 000 световых лет. С другой стороны, пересмотр нуль-пункта зависимости «период - светимости» для цефеид, произведенный в 1929 г. Э Хабблом, позволил «отодвинуть» галактику в Андромеде почти вдвое – до 900 000 световых лет. Это расстояние находилось в хорошем согласии с оценкой по максимальному блеску новых. Кроме того, Хабблу удалось разрешить внешние части ближайших спиральных туманностей на звезды. Но их ядра, а также эллиптические туманности оставались неразрешенными до 1944 г., когда В. Бааде на обсерватории Маунт Вильсон сумел разложить на звезды ряд эллиптических галактик и центральную часть галактики в Андромеде. Новый пересмотр нуль-пункта зависимости «период - светимости», основанный на фотографиях М 31, полученных с 5-метровым рефлектором обсерватории Маунт Паломар, сделал в 1952 г. В. Бааде. Это привело к удвоению всех межгалактических расстояний, в том числе и до М 31. А так как на паломарских снимках вышли и самые внешние части М 31, ее размеры оказались даже несколько больше, чем у нашей Галактики. Светимости шаровых звездных скоплений в обеих галактиках оказались одинаковыми. Таким образом, все «преимущества» Млечного Пути были ликвидированы. «Великий спор» был разрешен. Но спиральные и эллиптические галактики еще долго продолжали называть внегалактическими туманностями, в отличие от «истинных», диффузных туманностей, которые назывались галактическими. И только в 50-х годах этот термин был окончательно вытеснен из астрономической литературы правильным термином галактики. КЛАССИФИКАЦИЯ ХАББЛА Фотографические снимки показывают, что структура галактик крайне разнообразна, и все же большинство их можно объединить в несколько основных типов, т.е. создать классификацию галактик. Впервые такую классификацию предложил в 1925 г. Э. Хаббл. В последствии было разработано несколько классификации, но все они оказались сложными, так что до сих пор астрономы используют классификацию Э. Хаббла, несколько усовершенствованную им в 1936 г. По этой классификации галактики объединяются в пять основных типов: - эллиптические (Е); - линзообразные (SO); - обычные спиральные (S); - пересеченные спиральные (SB); - неправильные (1r). Каждый тип галактик подразделяется на несколько подтипов, или подклассов. Так, эллиптические галактики, имеющие вид эллипсов различного сжатия, подразделены на 8 подклассов – от Е0 (шаровая форма, сжатие отсутствует) до Е7 (наибольшее сжатие). Размеры больших a и малых b осей эллиптических галактик измеряют по фотографиям и по ним определяют сжатие галактик  Эллиптические галактики сравнительно медленно вращаются, заметное вращение наблюдается только у галактик со значительным сжатием. Отсутствие в этих галактиках газа и пыли и голубовато белых массивных звезд указывает на то, что в них не идет процесс звездообразования. Спиральные галактики имеют центральное сгущение и несколько спиральных ветвей, или рукавов. У обычных спиральных галактик типа S ветви отходят непосредственно от центрального сгущения, а у пересеченных спиральных галактик типа SB – от перемычки, пересекающей центральное сгущение. Отсюда возник символ SB, обозначающий спираль (S) и перемычку, или бар (B; англ. bar – полоса, перемычка). В зависимости от развития ветвей и их размеров относительно центрального сгущения галактики подразделяются на подклассыSa, Sb, и Sc (соответственно, на Sba, на SBb и SBc). У галактик Sa и SBa основное число звезд сосредоточено в центральном сгущении, а спиральные ветви слабо выражены. У галактик Sb и SBb ветви достаточно развиты. В галактиках Sc и SBc основное число звезд содержится в сильно развитых и часто разбросанных ветвях, а центральное сгущение имеет небольшие размеры. Так, галактика М 31 в созвездии Андромеды принадлежит к типу Sb, а галактика М 33 в созвездии Треугольника – к типу Sc. Наша Галактика похожа на Туманность Андромеды и тоже относится к типу Sb. Рукава спиральных галактик имеют голубоватый цвет, так как в них присутствует много молодых гигантских звезд. Эти звезды возбуждают свечение диффузных газовых туманностей, разбросанных вместе с пылевыми облаками вдоль спиральных ветвей. Цвет центральных сгущений – красновато-желтый, свидетельствующий о том, что они состоят в основном из звезд спектральных классов G, K и M. Все спиральные галактики вращаются со значительными скоростями, поэтому звезды, пыль и газы сосредоточены у них в узком диске. Обилие газовых и пылевых облаков и присутствие ярких голубых гигантов спектральных классов О и В говорит об активных процессах звездообразования, происходящих в спиральных рукавах этих галактик. Промежуточными между Е-галактиками и S-галактиками являются линзообразные галактики типа S0. У них центральное сгущение сильно сжато и похоже на линзу, а ветви отсутствуют. Неправильные галактики обозначение Ir от англ. irregular (неправильные, беспорядочные) за отсутствие правильной структуры. Характерными представителями таких галактик являются Большое Магелланово Облако и Малое Магелланово Облако. Они находятся в южном полушарии неба вблизи Млечного Пути, хорошо видны невооруженным глазом в виде туманных пятен размерами 6 и 30 соответственно. Впервые европейцы обнаружили их в 1519 г. во время кругосветного плавания Ф. Магеллана (1480 - 1521). Но даже в небольшой телескоп видно, что оба Облака состоят из множества звезд. В них также содержатся газ и пыль. Классификацию галактик, предложенную Хабблом, часто называют камертонной, так как последовательность расположения в ней типов галактик напоминает вилку камертона. Вся звездные системы – галактики настолько далеки, что их тригонометрические параллаксы ничтожно малы и не подаются измерениям. Поэтому для определения расстояния до галактик применяют другие способы, точность которых не очень велика. Обозначив расстояние до галактики через r, линейный диаметр – D, угловой диаметр – d”, легко вывести следующую формулу для определения диаметра галактики:  ,где D и r выражены в парсеках, а d” – в секундах дуги. Линейный диаметр ближайшей к нам галактики (Туманности Андромеды) не менее 40 кпк, т.е. превышает диаметр нашей Галактики. Один из методов определения расстояния до галактики основан на определении видимых и абсолютных звездных величин цефеид, новых и сверхновых звезд, открываемых в других галактиках. По формуле можно вычислить расстояние до тех галактик, в которых обнаружены цефеиды, новые и сверхновые звезды. Смещение спектральных линий, наблюдаемое в различных частях какой-нибудь близкой к нам галактики, свидетельствует о том, что галактики вращаются. Если область галактики, расположенная на окраине (на расстоянии R от ее центра), имеет линейную скорость вращения v, то центростремительное ускорение этой области будет  . Приравниваем его к гравитационному ускорению, полу4чаемому из закона всемирного тяготения  , где М – масса ядра галактики: ,отсюда найдем массу ядра галактики:  .Масса всей галактики на один-два порядка больше массы ее ядра. Например, масса ядра галактики в созвездии Андромеды порядка 1040 кг (примерно 1010 масса Солнца), а всей галактики – примерно в 100 раз больше (такова же примерно и масса нашей Галактики). Новые объекты Вселенной В 60-х годах последовала серия открытий новых астрономических объектов, что стало возможным благодаря расширяющимся наблюдениям вне пределов оптического диапазона электромагнитного спектра. Радиоастрономия встала на ноги еще в 50-е годы, когда исследования на длине волны нейтрального атомарного водорода 21 см позволили обнаружить концентрацию газовых облаков в диске и особенно в спиральных рукавах нашей Галактики. Были обнаружены галактики, особенно сильно излучающие в радиодиапазоне, а в 1960 г. был найден звездообразный объект — мощный радиоисточник. К 1963 г. их стало четыре, и в марте этого года М. Шмидт догадался, что загадочная последовательность эмиссионных линий в спектре одного из них, ЗС 273, — не что иное, как бальмеровская серия линий водорода, но с красным смещением 0.158. Звездобразный объект оказался дальше далеких галактик! Такого рода объекты получили название квазаров. Светимость их намного больше, чем у обычных галактик, а угловые размеры намного меньше, но все попытки объяснить красное смещение иначе, чем большим расстоянием, остались безуспешными. Споры продолжались лет десять, но накапливалось все больше свидетельств того, что квазары — это далекие галактики с необычно ярким ядром и мощным радиоизлучением. И. С. Шкловский еще в 1963 г. отметил сходство их спектров и спектров ядер сейфертовских галактик. Правда, X. Арп и сейчас еще отстаивает мнение, что квазары — это объекты, выброшенные из ядер галактик, а их красное смещение является свойством новорожденной в ядрах материи... Новая физика не оказалась нужна и для пульсаров, открытых в 1968 г. Строго периодические, повторявшиеся через доли секунды радиоимпульсы выглядели столь необычно, что обнаружившие их английские радиоастрономы на полгода засекретили свое открытие, подозревая, что сигналы подают разумные обитатели космоса. Но очень скоро стало ясно, что они возникают вследствие быстрого вращения звезд с сильным магнитным полем, радиоизлучающих в узком конусе. Периоды вращения указывали на чудовищную плотность пульсаров, и это означало, что наконец-то открыты предсказанные еще в 30-х годах нейтронные звезды — огарки сверхновых. Можно сказать, что открытие пульсаров было почти предсказано. В частности, Н. С. Кардашев писал о том, что объект, остающийся после взрыва сверхновой, должен, в силу законов сохранения, обладать быстрым вращением и сильным магнитным полем, не было предсказано лишь коллимированное радиоизлучение. В те же 60-е годы начались открытия источников рентгеновского излучения. Большинство из них оказалось нейтронными звездами, входящими в состав двойных систем. Этот сорт конечных продуктов звездной эволюции был уверенно обнаружен. Но звезды с массой больше примерно трех масс Солнца должны заканчивать свою жизнь как черные дыры, безудержно коллапсируя за пределы гравитационного радиуса. Первые подозрительные на чернодырность объекты были найдены в те же годы. Это были невидимые компоненты затменных двойных систем, массы которых превышали три солнечных. Сейчас такого рода объектов насчитывается около дюжины.  Доказательства наличия черных дыр в центрах ряда галактик более определенны, тут речь идет об объектах с массами в миллионы солнечных. Концентрация гигантской массы в ничтожном объеме доказана недавно для центра нашей Галактики прямым измерением движений звезд. Уверенные признаки наличия черных дыр сейчас найдены в центрах примерно полусотни галактик. Это ставит проблемы не менее серьезные, чем существование материи, замечаемой лишь по ее гравитационному воздействию. Теории черных дыр, во всяком случае, их внутренней области, еще нет, и это открывает широкий простор для самых смелых предположений. Черные дыры могут оказаться окнами в другие вселенные, в другие пространственно-временные измерения... Нейтронные звезды и черные дыры, так или иначе, замешаны и в явлении, известном как вспышка гамма-излучения. Эти вспышки, открытые в 1967 г., оставались загадочными в течение 30 лет — неперекрытый рекорд в современной астрономии. Долгие 6 лет гамма-вспышки составляли глубокий секрет Национальной обсерватории в Лос-Аламосе (где их обнаружили с помощью системы спутников, предназначенной для регистрации ядерных взрывов), хотя довольно скоро было установлено, что вспышки приходят из космоса. Наконец, побывавший с визитом в Лос-Аламосе известный физик Ф. Дайсон сказал своим коллегам, что даже Советам не под силу почти каждый день выводить в космос ракеты с водородными бомбами — надо публиковать сообщение о явлении. Кратковременность явления (от долей до сотен секунд) указывала, что источником гамма-лучей являются очень компактные объекты, такие, как нейтроннные звезды. Полная изотропность расположения на небе (отсутствие концентрации ни к плоскости, ни к центру Галактики, ни к близким галактикам) оставляла только две возможности — они либо очень близко от нас, не дальше ближайших звезд, либо же очень далеко — и тогда это очень редкие явления чудовищной энергии в далеких галактиках. Проблема мучила астрономов дольше, чем какая-либо другая во второй половине XX века. В отличие от квазаров или пульсаров, ни в каком другом диапазоне спектра гам-мавсплески не обнаруживались, и причиной этого была кратковременность явления и отсутствие сколько-нибудь точных координат. Лишь 28 февраля 1997 г. итало-голландский спутник Beppo-SAX зарегистрировал гамма-вспышку GRB 970228, на месте которой был обнаружен угасающий рентгеновский источник. Это позволило определить точные координаты, по которым на месте гамма-вспышки была найдена слабая галактика. Затем было обнаружено оптическое послесвечение у всплеска GRB 970508 — и вновь на его месте была найдена слабая галактика, красное смещение линий в спектре которой (z=0.835) оказалось поисти-не гигантским. Сейчас подобные послесвечения в оптическом диапазоне наблюдались уже у двух десятков гамма-всплесков, у половины из них измерено красное смещение. За единственным исключением, они находятся в пределах от 0.5 до 4.5, что означает чудовищно гигантские энергии вспышек, до 1053-1054 эрг, как у сотен и тысяч сверхновых звезд, вспыхнувших одновременно. Нарастает подозрение, что гамма-вспышки являются узконаправленными релятивистскими джетами, что существенно уменьшает оценки мощности вспышек, но увеличивает оценки их частоты в каждой галактике. Гамма-вспышки регистрируются почти каждый день, и вместе с их расстояниями это означает, что в каждой галактике они вспыхивают примерно раз в несколько миллионов лет — в отличие от Сверхновых, частота вспышек которых — раз в столетие. Изображения галактик, в которых зарегистрированы послесвечения, вроде бы показывают, что гамма-всплески происходят вблизи областей звездообразования, и поэтому многие астрономы склоняются к предположению, что они связаны с коллапсом очень массивной, быстро вращающейся звезды. Согласно другой гипотезе, явление гамма-всплеска возникает при слиянии компонентов тесной двойной, состоящей из нейтронных звезд или черных дыр, которое происходит вследствие сближения компонентов системы при излучении гравитационных волн. По мнению автора, в этом случае наблюдаемое тяготение гамма-всплесков к областям звездообразования можно объяснить тем, что они сами способны инициировать звездообразование, а тесные системы из компактных объектов возникают при сближениях звезд в плотных массивных скоплениях, и поэтому гамма-всплески происходят вблизи таких скоплений. Проблема гамма-всплесков остается наиболее актуальной в современной астрофизике. Здесь пересекаются космология, эволюция звезд и галактик, физика высоких энергий. Более того, не исключено влияние гамма-вспышек на эволюцию жизни на Земле. Такая вспышка даже на расстоянии порядка килопарсека может убить все живое на обращенном к ней полушарии Земли (но не под водой). Возможно, что пока такие вспышки были слишком частыми, наземная жизнь не могла проэволю-ционировать достаточно далеко. Заключение Подводя итоги астрономии XX века, необходимо согласиться с мнением И. С. Шкловского, высказанным им более 20 лет назад. Этот век был для астрономии тем же, чем эпоха великих географических открытий для географии. Может быть лучше воспользоваться архаическим термином и говорить в данном контексте о космографии, об описании Вселенной. Вселенная населена гигантскими звездными системами — галактиками, одной из которых является наша система Млечного Пути, и она расширяется. Этот вывод, неопровержимо доказанный к 1929 г., и по сей день остается важнейшим итогом XX века. Космография завершена в XX веке, Америку нельзя открыть еще раз. Однако понимание Вселенной, как мы уже говорили, никогда не станет исчерпывающе полным. Проблемы начальной стадии ее эволюции и природы ненаблюдаемого вещества далеки от решения, и будучи поставленными астрономией, они являются ныне величайшим вызовом для теоретической физики. Астрономы наблюдают лишь 5% массы Вселенной, но полученных ими данных оказалось достаточно, чтобы доказать наличие остальных 95%! Проблема сингулярности, сверхплотной начальной стадии расширения Вселенной, многократно возникает и при гравитационном коллапсе массивных звезд, и в ядрах галактик, где наличие черных дыр безусловно доказано. Квантовая теория гравитации остается все еще наукой будущего, и без нее эта проблема не будет решена. Активность ядер галактик может быть связана с аккрецией вещества на сверхмассивные черные дыры. Узкие джеты длиной до мегапарсека выбиваются в противоположные стороны ряда галактик, кончаясь в гигантских газовых пузырях. Вдоль этих джетов вещество выбрасывается с субсветовыми скоростями. Такие джеты, самого разного масштаба, наблюдаются и в квазарах, и в двойных системах, и по-видимому везде, где замешаны черные дыры — а впрочем, и в очень молодых звездах. Возможно, что аналогичные явления наблюдаются и в гамма-всплесках. Теория релятиви-стких джетов находится еще в стадии создания. Это та область, где особенно необходимо накопление наблюдательных данных. Вторым по значению достижением астрономии XX века, после открытия галактик и расширения Вселенной, представляется нам построение теории звезд, их строения, источников энергии и эволюции. Совместные усилия наблюдательной астрономии и физической теории привели к результату, который будущие века лишь уточнят в деталях. Превращение звезд главной последовательности в красные гиганты, термоядерные реакции синтеза как источник энергии звезд — эти выводы теории покоятся на незыблемом фундаменте множества взаимо-согласующихся наблюдательных и экспериментальных фактов. Объяснение распространенности химических элементов во Вселенной также является важнейшим и бесспорным достижением, полученным на стыке космологии и теории звезд. Можно, пожалуй, сказать, что концептуальных достижений такого масштаба в XIX веке не было. Важнейшие его результаты носили скорее методический характер — высокоточные определения положения звезд, что привело к определению параллаксов немногих звезд и массовому определению их собственных движений, и открытие спектрального анализа, что сразу же позволило начать определения лучевых скоростей звезд. Надо, однако, заметить, что лишь определение расстояний звезд и изучение их спектров доказало в XIX веке сделанное многие века назад предположение о том, что наше Солнце — одна из звезд. В нашем веке величайшее достижение методики — это, конечно, превращение астрономии во всеволновую. Уже работающие нейтринные телескопы и создающиеся приемники гравитационных волн означают выход и за пределы электромагнитного спектра. Резко раздвинутся в ближайшие годы возможности и оптической астрономии, и не только благодаря введению в строй целой армады крупных наземных и космических телескопов. Ведутся обширные программы наблюдений гравитационного линзирования света, которое служит чем-то вроде естественного сверхтелескопа; фантастические перспективы открывают сверхточные астрометрические измерения из космоса. Выход в космос позволит резко увеличить разрешающую способность и радиоинтерферометрических методов. Нельзя не сказать о подлинной революции в оптической астрономии, произошедшей в связи с массовым применением, начиная с 80-х годов, твердотельных приемников излучения — приборов с зарядовой связью (ПЗС-матриц). Они регистрируют до 90% падающего на них света, причем результат сразу дается в цифровой форме, удобной для обработки. Век астрономической фотографии длился чуть дольше века и фактически уже ушел в прошлое. Человек и Вселенная Особенностью астрономии является невообразимое количество разнообразных объектов, с которыми нам приходится иметь дело. Протон неотличим от другого протона, но у каждой галактики свое лицо. Без развития электронных средств хранения, обработки и передачи информации астрономы были бы теперь беспомощны. Размещенные в Интернете и обычно открытые для всеобщего пользования каталоги, базы данных и электронные варианты журналов являются не просто бесценным подспорьем, в ряде областей работа без их использования уже невозможна. Не менее важна система электронных препринтов, мгновенно делающая доступной результаты работы, а также поисковая система, позволяющая найти любую статью и данные о любом объекте. Мечта фантастов о всемирной библиотеке уж лет пять как воплощена в жизнь. Подчеркнем еще раз, что выход в космос и превращение астрономии во всеволновую не принесли революционных изменений в собственно астрономической картине мира. Как отмечал И. С. Шкловский, важнейший результат космонавтики состоял в том, что прямые исследования далеких планет подтвердили результаты дистанционных астрономических наблюдений, укрепив нашу веру в то, что наши телескопы и теории правильно описывают мир — вплоть до четко определенных пределов, таких как начальная сингулярность и черные дыры. Здесь нас действительно ждет неизвестное, но новая космофизика включит в себя наше знание об обычных звездах и галактиках как частный случай. Это и есть, по нашему мнению, признак подлинной науки — ее истинные результаты всегда подчиняются принципу соответствия Н. Бора — старое знание не отменяется, а оказывается предельным случаем нового. С этой точки зрения, революций в науке не бывает. Так, планетная теория Птолемея была элементом пранауки, а не первым приближением к истине, а деятельность Коперника, Галилея и Ньютона ознаменовала не революцию в астрономии, а рождение современной науки. Как подчеркивал В. Гейзенберг, умение предсказывать явление еще не означает его понимание, — что и продемонстрировала система мира Птолемея. А подлинная наука начинается с понимания, становящегося со временем все более и более полным. Научная революция начала XX века, связанная с появлением теории относительности и квантовой механики, означала переворот не в науке, а в психологии исследователей, и была в сущности новым торжеством человеческого разума. Оказалось, что мы способны оперировать с объектами и явлениями, для которых у нас нет ни модельных представлений, ни соответствующих понятий. Теории, развиваемые первоначально как чисто математические формулировки, составили взаимосогласованную и подтвержденную многочисленными экспериментами и наблюдениями картину; замечательно при этом, что были использованы математические построения (вроде матричного исчисления), созданные сто лет назад и казавшиеся абсолютно абстрактными. С 80-х годов стали развиваться представления о множественности вселенных с самыми разными физическими законами в каждой из них, об их спонтанном рождении из вечного флуктуирующего физического вакуума. Эти представления тесно связаны с работами по созданию единой теории физических взаимодействий. Мы вступили в этап новой мировоззренческой революции. Снимается вопрос о происхождении нашей Вселенной, о том, что было до ее рождения — но ценой отказа от единственности законов физики! Удивительная "подгонка" всех параметров нашего мира к возможности нашего в нем существования, о необходимости объяснения которой говорит антропный принцип (не лучше ли говорить о парадоксе!), в таком случае не удивительна, число разнообразных вселенных по некоторым оценкам составляет 1050, и одна из них, наша Вселенная, могла возникнуть с комбинацией параметров, позволяющих именно наше существование или даже с необходимостью к нему ведущих. Множественность вселенных, спонтанно возникающих из физического вакуума, следует из новой "инфляционной" космологии, развиваемой А. Д. Линде и другими. Описание эволюции нашей Вселенной, основанное на космологии Эйнштейна-Фридмана, при этом не отрицается, лишь ограничивается область его применимости в согласии с принципом соответствия. Принципиальный прорыв в развитии космологии был, в известной степени, стимулирован признанием того факта, что существование звезд, планет и нас самих возможно лишь в узком интервале макро и микропараметров физического мира. Наше соответствие нашему миру было известно давно, но для многих и многих казалось вполне тривиальным обстоятельством, не заслуживающим размышлений; глубина проблемы и ее эвристическое значение не замечались. Между тем наиболее экономным решением антропного парадокса является именно предположение о множественности вселенных, и мы вправе сделать логический вывод о том, что Человек способен познать ту Вселенную, которая его породила. Возможно, что аналогичная ситуация наблюдается и сейчас — не менее глубокой и потенциально плодотворной является проблема молчания Вселенной. Проблема существования внеземного разума может найти решение на путях дальнейшего развития космологии, как об этом пишет А. Д. Линде и еще раньше писал В. А. Лефевр. Такие серьезные ученые, как Ф. Хойл, И. С. Шкловский, Н. С. Кардашев, на счету которых блистательно подтвердившиеся идеи, много внимания уделяли и уделяют этой проблеме, но для многих специалистов она остается научной фантастикой, заниматься которой не пристало серьезному ученому. Между тем, это величайшая загадка мироздания, ибо при темпах развития таких же, как у нашей технологической цивилизации, вся Галактика должна быть освоена за несколько миллионов лет. Наша уникальность или же неизбежность замыкания каждой цивилизации в своем коконе должны получить объяснение. Возможно, однако, что те виды деятельности или сигнализации, которые мы ожидаем встретить, основываясь на наших знаниях и технологическом опыте, осуществляются лишь на краткой стадии развития, которую другие цивилизации прошли раньше нас или пройдут позже нас на тысячи — или миллиарды — лет. Многие явления и объекты, наблюдаемые астрономами, могут быть связаны с активностью далеко опередивших нас космических субъектов, тогда как вероятность застать достаточно близко от нас цивилизацию на кратковременной — порядка 100 лет — стадии технологического развития, близкой к нашей, ничтожно мала. Для этого нужно совпадение во времени кратких этапов развития, начавшегося с разбросом в миллиарды лет. А только цивилизацию, находящуюся на близкой к нашей стадии развития, мы в состоянии опознать как таковую. Список литературы «Гипотезы о звездах и Вселенной» В.А. Бронштейн 1974 г. Издательство «Наука» «Проблеммы современной астрофизики» И.С. Шкловский 1982 г. Издательство «Наука» «Книга для чтения по астрономии «Астрофизика”» М.М. Дагаев В.М. Чаругин 1988 г. Издательство «Просвещение» «Астрономия» Е.П. Левитан 1994 г. Издательство «Просвещение» http://nado.znate.ru/Галактика http://www.hypernova.ru/zvezd/world/history_of_exploration_of_universe_in_xx_century |