ӘОЖ

Кушербаева М.Р.

Таразский государственный педагогический институт

Адилова А.К.

Таразский государственный университет имени М.Х.Дулати

Использования инновационной технологий при изучений темы: «наша галактика»

Гала́ктика (др.-греч. Γαλαξίας — Млечный Путь) — гравитационно-связанная система из звёзд, межзвёздного газа, пыли и тёмной материи. Все объекты в составе галактик участвуют в движении относительно общего центра масс.

Галактики — чрезвычайно далёкие объекты, расстояние до ближайших из них принято измерять в мегапарсеках, а до далёких — в единицах красного смещения z. Именно из-за удалённости различить на небе невооружённым глазом можно всего лишь три из них: туманность Андромеды, Большое и Малое Магеллановы Облака. Разрешить изображение до отдельных звёзд не удавалось вплоть до начала XX века. К началу 1990-х годов насчитывалось не более 30 галактик, в которых удалось увидеть отдельные звёзды, и все они входили в местную группу. После запуска космического телескопа «Хаббл» и ввода в строй 10-метровых наземных телескопов число галактик, в которых удалось различить отдельные звёзды, резко возросло.

Галактики отличаются большим разнообразием: среди них можно выделить сфероподобные эллиптические галактики, дисковые спиральные галактики, галактики с перемычкой (баром), карликовые, неправильные и т. д. Если же говорить о числовых значениях, то, к примеру, их масса варьируется от 10⁷ до 10¹² масс Солнца, а диаметр — от 5 до 50 килопарсек.

Одной из нерешённых проблем строения галактик является тёмная материя, проявляющая себя только в гравитационном взаимодействии. Она может составлять до 90 % от общей массы галактики, а может и полностью отсутствовать, как в карликовых галактиках.

В пространстве галактики распределены неравномерно: в одной области можно обнаружить целую группу близких галактик, а можно не обнаружить ни одной, даже самой маленькой галактики (так называемые войды). Точное количество галактик в наблюдаемой части Вселенной неизвестно, но должно быть их порядка 10¹¹_.

Этимология

Слово «гала́ктика» (др.-греч. γαλαξίας) происходит от греческого названия нашей Галактики (κύκλος γαλαξίας означает «молочное кольцо» — как описание наблюдаемого явления на ночном небе). Когда астрономы предположили, что различные небесные объекты, считавшиеся спиральными туманностями, могут быть огромными скоплениями звёзд, эти объекты стали называть «островными вселенными» или «звёздными островами». Но позже, когда стало понятно, что эти объекты похожи на нашу Галактику, оба термина перестали использоваться и были заменены на термин «галактика».

Наблюдения

Важнейшие интегральные характеристики галактик (экстремальные значения опущены):

Параметр	Основной метод измерения	Интервал значений	Примерное значение для нашей галактики
Диаметр D₂₅	Фотометрия	5—50 кпк	30 кпк
Радиальная шкала диска R₀	Фотометрия	1—7 кпк	3 кпк
Толщина звёздного диска	Фотометрия дисков, наблюдаемых «с ребра»	0,3—1 кпк	0,7 кпк
Светимость	Фотометрия	10⁷—10¹¹ L_ʘ	5×10¹⁰ L_ʘ
Масса М₂₅ в пределах D₂₅	Измерение скоростей газа и/или звёзд по эффекту Доплера	10⁷—10¹² M_ʘ	2×10¹¹ M_ʘ
Относительная масса газа M_gas/M₂₅ в пределах D₂₅	Измерение интенсивностей линий нейтрального и молекулярного водорода	0,1—30 %	2 %
Скорость вращения V внешних областей галактик	Измерение скоростей газа и/или звёзд по эффекту Доплера	50—300 км/с	220 км/с (для окрестности Солнца)
Период обращения внешних областей галактик	Измерений скоростей газа и/или звёзд по эффекту Доплера	10⁸—10⁹ лет	2×10⁸ (для окрестности Солнца)
Масса центральной чёрной дыры	Измерение скоростей звёзд и газа вблизи ядра; эмпирическая зависимость от центральной дисперсии звёзд	3×10⁵—3×10⁹ M_ʘ	4×10⁶ M_ʘ

Расстояние

Расстояние от наблюдателя до галактики как физическая характеристика не входит ни в один процесс, происходящий с галактикой. Необходимость в информации о расстоянии до галактики возникает при: отождествлении малоизученных событий, например, гамма-всплесков; изучении Вселенной как целого, изучении эволюции самих галактик, определении массы галактик и их размеров и т. п.Все более-менее моделенезависимые способы определения расстояния до галактики можно разделить на два типа: измерение по объекту внутри галактики, расстояние до которого на пренебрежимо малую величину отличается от расстояния до самой галактики, и по красному смещению.

Первый способ — фотометрический способ, с использованием так называемых стандартных свеч, светимость которых считается известной. Тогда расстояние можно вычислить по следующей формуле:

$R=10^{\frac{1}{5}(m-M)+1}$ ,

где m — видимая звёздная величина, М — абсолютная звёздная величина, а R — расстояние, измеряемое в парсеках.

Основные наблюдаемые составляющие галактик:

Основные наблюдаемые составляющие галактик включают:

1. Нормальные звёзды различных масс и возрастов, часть которых заключена в скоплениях.

2. Компактные остатки проэволюционировавших звёзд.

3. Холодная газопылевая среда.

4. Наиболее разрежённый горячий газ с температурой 10⁵—10⁶ К.

Двойные звёзды в соседних галактиках не наблюдаются, но, судя по окрестностям Солнца, кратных звёзд должно быть достаточно много. Газопылевая среда и звёзды состоят из атомов, и их совокупность называют барионной материей галактики. В небарионную включается масса тёмной материи и масса чёрных дыр.

Скорость вращения галактик:

Под скоростью вращения галактики подразумевается скорость вращения различных компонентов галактики вокруг её центра. Данная скорость — это суммарная скорость, приобретённая в ходе различных процессов. Скорость вращения галактики следует отличать от круговой скорости V_c, которая обусловлена только силой гравитации и равна, по определению, необходимой скорости тела, движущегося по кругу под действием силы притяжения к центру. Скорость же вращения в общем случае обусловлена также радиальным градиентом давления P межзвёздного газа.

$V^2=R\left(\frac{\partial\Phi}{\partial R} + \frac{\nabla P}{\rho_g}\right)=V_c^2 +R\frac{\nabla P}{\rho_g}$

Здесь Φ — гравитационный потенциал, а ρ_g — плотность газа.

Если галактика выглядит осесимметричной, то задача упрощается, так как углы ориентации и положения центра можно вычислить по распределению яркости диска. И если щель спектрографа расположить вдоль её большой оси, можно получить:

$~V_{\phi}(R)=\frac{|V_0 - V_r(l)|}{\sin{i}}$ ,

где l — расстояние от центра галактики вдоль щели. Однако наиболее полную информацию о движении в галактике даёт анализ поля скоростей — совокупности измерений лучевых скоростей для большого числа точек по диску галактики. Для получения поля скоростей применяют двумерную спектроскопию. Обычно применяется либо многоканальный приёмник, либо интерферометр Фабри — Перо. Радионаблюдения газа в линиях H I также позволяют получить двумерную картину распределения скоростей в галактике.

Масса и размер:

Галактики не имеют чётких границ. Нельзя точно сказать, где кончается галактика и начинается межгалактическое пространство. К примеру, если в оптическом диапазоне галактика имеет один размер, то определяемый по радионаблюдениям межзвёздного газа радиус галактики может оказаться в десятки раз больше. От размера зависит и измеряемая масса галактики. Обычно под размером галактики понимают фотометрический размер изофоты 25-й звёздной величины с квадратной угловой секунды в фильтре B. Стандартное обозначение такого размера — D₂₅.

Масса дисковых галактик оценивается по кривой вращения в рамках некой модели. Выбор оптимальной модели галактики опирается как на форму кривой вращения, так и на общие представления о структуре галактики. Для грубых оценок массы эллиптических галактик необходимо знать дисперсию скоростей звёзд в зависимости от расстояния от центра и радиальное распределение плотности. Масса холодного газа в галактике определяется по интенсивности линии H I. Если регистрируемая плотность потока излучения от галактики или какой-либо её части равны F_ν, то соответствующая масса равна:

$M_{HI}\approx 2\cdot 10^5 M_{\bigodot}D^2\int_{\nu}F_{\nu}(\nu )d\nu$ ,

где D — расстояние в мегапарсеках, поток выражен в янских.

Оценка массы молекулярного газа весьма сложна, так как спектр самой распространённой молекулы H₂ не имеет линий, возбуждаемых в холодном газе. Поэтому исходными данными являются интенсивности спектральных линий молекулы CO (I_CO).

Коэффициент пропорциональности между интенсивностью излучения CO и его массой зависит от металличности газа. Но самая большая неопределённость связана с малопрозрачностью облака, из-за неё основная доля света, излучаемая внутренними областями, поглощается самим же облаком, таким образом, до наблюдателя доходит свет только от поверхности облаков.

Спектр галактики:

Спектр галактик складывается из излучения всех составляющих её объектов. Спектр среднестатистической галактики имеет два локальных максимума. Основной источник излучения — это звёзды, максимум интенсивности излучения большинства из них находится в оптическом диапазоне (первый максимум). Обычно в галактике много пыли, которая поглощает излучение в оптическом диапазоне и переизлучает его в инфракрасном диапазоне. Отсюда второй максимум — в инфракрасной области. Если светимость в оптическом диапазоне принять за единицу, то наблюдается следующая зависимость между источниками и типами излучения:

Диапазон	Относительная светимость	Основные источники излучения
Гамма	<10⁻⁴	Активные ядра некоторых галактик; источники, дающие одиночные короткие всплески (гамма-всплески)
Рентгеновский	10⁻³—10⁻⁴	Аккреционные диски тесных двойных систем; горячий газ; активные ядра
Оптический	1	Звёзды различной температуры; околозвёздные пылевые диски в ближней ИК области; эмиссионное излучение газа
Дальний ИК	0,5—2	Межзвёздная пыль, нагретая светом звёзд; в некоторых галактиках активные ядра и пыль
Радио	10⁻²—10⁻⁴	Синхротронное излучение; тепловое излучение областей H II, эмиссионные линии H I

Глоссарий:

Ядро — крайне малая область в центре галактики. Когда речь заходит о ядрах галактик, то чаще всего говорят об активных ядрах галактик, где процессы нельзя объяснить свойствами сконцентрированных в них звёзд.

Диск — относительно тонкий слой, в котором сконцентрировано большинство объектов галактики. Подразделяется на газопылевой диск и звёздный диск.

Полярное кольцо — редкий компонент. В классическом случае галактика с полярным кольцом имеет два диска, вращающихся в перпендикулярных плоскостях. Центры этих дисков в классическом случае совпадают. Причина возникновения полярных колец до конца не ясна.

Сфероидальный компонент — сфероподобное распределение звёзд.

Балдж (англ. bulge — вздутие) — наиболее яркая внутренняя часть сфероидального компонента.

Гало — внешний сфероидальный компонент. Граница между балджем и гало размыта и достаточно условна.

Спиральная ветвь (спиральный рукав) — уплотнение из межзвёздного газа и преимущественно молодых звёзд в виде спирали. Скорее всего, являются волнами плотности, вызванными различными причинами, однако вопрос об их происхождении до сих пор окончательно не решён.

Бар (перемычка) — выглядит как плотное вытянутое образование, состоящее из звёзд и межзвёздного газа. По расчётам, главный поставщик межзвёздного газа к центру галактики. Однако почти все теоретические построения основываются на факте, что толщина диска много меньше его размеров, иными словами, диск плоский, и почти все модели — упрощённые двумерные модели, расчётов трёхмерных моделей дисков крайне мало. А трёхмерный расчёт галактики с баром и газом в известной литературе всего один. По данным автора данного расчёта, газ не попадает в центр галактики, а проходит довольно далеко.

Важнейшими компонентами являются газопылевой диск, звёздный диск и сфероидальный компонент. Существует четыре основных вида галактик:

1. Эллиптические галактики (E) — галактики, у которых дисковой составляющей нет, либо она слабоконтрастна. Все остальные галактики дисковые.

2. Спиральные галактики (S) — галактики, обладающие спиральными ветвями. Иногда ветви могут вырождаться в кольца.

3. Линзовидные галактики (S0) — галактики, по своей структуре не отличающиеся от спиральных, за исключением отсутствия чёткого спирального узора. Объясняется это низким содержанием межзвёздного газа, а значит, и низким темпом звездообразования.

4. Неправильные галактики (Irr) — для них характерна неправильная клочковатая структура. Как правило, в них очень много межзвёздного газа, до 50 % от массы галактики.

ЛИТЕРАТУРА:

1. Тейфель В.Г. Служба планет // Земля и Вселенная, 2005, № 5.

2. Трофимова Т.И. Курс физики: учеб. пособие для вузов. – Изд. 9-е, перераб. и доп. – М.: Издательский центр «Академия», 2004. – 560 с.

3. Савельев И.В. Курс общей физики: Учебное пособие. В 3–х тт. Т.2: Электричество и магнетизм. Волны. Оптика. 7–е изд., стер. – СПб.: Издательство «Лань», 2007. – 496 c.: ил – (Учебники для вузов. Специальная литература).