Українські рефератиучбові матеріали на українській мові

RefBaza.com.ua пропонує студентам та абітурієнтам найбільшу базу з рефератів! Також ви можете ділитися своїми рефератами для поповнення бази.

Вивчення Галактик

Реферат: Вивчення Галактик

СОДЕРЖАНИЕ

1. Вступ

2. Великий суперечка

3. Обидва учасника спору погоджувалися у цьому, що

4. Класифікація Хаббла

5. Література

Доак не дивно, але історія позагалактичної астрономії починається з ловлі комет. У 1781 року відомий ловець комет, астроном Паризької обсерваторії Шарль Мєссьє вирішив скласти каталог туманностей, щоб більше не приймати їхній за комети. На той час з його «особистому рахунку» було вже 8 виявлених комет, взагалі по своє довге життя спостерігав 36 комет. До каталогу Мєссьє ввійшло 103 об'єкта, що нині прийнято позначати номерами його каталогу з додатком літери « М ».Так, М 1-это вже відома нам Крабовидная туманність, М 42 – туманність Оріона тощо.

Однак у каталозі Мєссьє поруч із «справжніми» туманностями (Крабовидная, в Оріоні та інших.) виявилися і тісні зоряні скупчення. Так М 45 – це Плеяди, М 44 – Ясла, М 13 – шаровий зоряне скупчення в Геркулесе. Загалом у каталозі Мєссьє виявилося 20 розсіяних і 24 кульових зоряних скупчення.

Була в каталозі Мєссьє і ще одне велика груп об'єктів, які були готові ні туманностями, ні зоряними скупченнями. До них належали туманності в Андромеде (М 31), Треугольнике (М 33), Гончих Псах (М 51) і ще 22 об'єкта. Це був галактики, далекі зоряні системи, подібні до нашого Чумацькому Шляхи.

Та за часів Мєссьє про це жодного здогадувався і самої терміна «галактика» ні існувало.

Туманными плямами невдовзі зацікавився інший астроном – Вільям Гершель. На відміну від Мєссьє, Гершель розглядав ці об'єкти не як джерело плутанини при спостереженнях комет, бо як небесні тіла, підлягають пристальному вивченню.

Спостерігаючи туманності і зоряні скупчення, Гершель становив трохи їх каталогів, у яких ввійшло 2500 об'єктів, опублікував зведений «Генеральний каталог» (GC), включивши до нього 5079 об'єктів.

Вільям Гершель ще на початку своїх спостережень зауважив, що коли частина «туманних плям» розкладається на зірки, іншу частина – немає. Але тоді й думав, що аж це як далекі зоряні скупчення і, розкласти їх у зірки, потрібні телескопи більшої сили.

Гершель однією з перших зрозумів, що Чумацький Шлях є гігантську зоряну систему, «острівну всесвіт». Застосувавши метод «черпков», тобто. підрахунків числа зірок різної зоряної величини окремими обраних ділянках, він спробував уявити будова нашої Галактики. Разом із тим він правильно думав, що є й інші «острівні вселенные», схожі на млечний шлях, і всі всі разом вони утворюють якусь гігантську сверхсистему. Але чітких ознак, яка б відрізняти «острівні вселенные» від «істинних» туманностей і зоряних скупчень, входять до складу нашої Галактики, у розпорядженні Гершеля був, й можуть бути були. Вони постали пізніше, вже у 60-ті роки ХІХ століття.

З появою скоєних телескопів і застосуванням фотографії було встановлено фізична природа зоряних систем – галактик. Вперше спектр Туманності Андромеди був сфотографований в 1888 р. англійським астрономом У. Хёггинсом (1824 - 1910). Цей спектр виявився схожим на спектри жовтих зірок. У 1911 р. німецький астроном М. Вольф знайшов у спектрі Андромеди 45 ліній поглинання, зокрема водневу серію Бальмера й освоєно основні лінії ионизованного кальцію. Усе це підтверджувало зоряний склад галактики Андромеди. Та лише 1923 – 1924 рр. Еге. Хаббл (1889 - 1953) із фотографіями, отриманим їм у новому телескопе-рефлекторе діаметром 2,5 м (США, обсерваторія Маунт-Вильсон), остаточно встановив, що спіральні галузі галактики Андромеди складаються із зірок, серед яких було багато гігантів, зокрема цефеид. У 1944 р. тому ж телескопі У. Бааде (1893 - 1960) отримав унікальні фотографії, чітко що дають, що центральне згущення цієї галактики теж складається з зірок. По численним фотографіям наступних років у галактиці Андромеди знайшли розсіяні і кульові зоряні скупчення, групи гарячих гігантських зірок, темні пилові й світлі газові туманності – словом, таку ж об'єкти, які входять до складу нашої Галактики.

Фотографії інших порівняно близьких до нас галактик, зокрема М 33 в сузір'ї Трикутника і М 51 в сузір'ї Гончих Псов, також показують їх спіральну зоряну структуру з центральним згущенням. У екваторіальному поясі багатьох зоряних систем, видимих «з ребра», є потужні пилові хмари. На фотографіях основної маси галактик зірок немає, але спектри повністю підтверджують їх зоряний склад. Так остаточно встановлено, що у Всесвіті, крім Галактики, існує інших аналогічних зоряних систем.

«ВЕЛИКИЙ СУПЕРЕЧКА»

Відкриття залежності «период-светимость» у цефеид в 1912 – 1913 рр. дозволило визначити масштаби нашого Чумацького Шляху, відстані й розміри кульових зоряних скупчень і, нарешті, відстань до Магелановых Облаков – двох добре помітних неозброєним оком туманних плям, що у південній півкулі неба. Але Магелановы Хмари які вже було дозволено на зірки, і у Малому Мпгелановом Облаке знаходилися такі 25 цефеид, якими міс Лівітт вперше вивела залежність «період - світність». У 1916 – 1918 рр. Х. Шепли з допомогою цієї залежності, уточнивши нуль-пункт, визначив, що відстань до Магелановых Облаков становить близько 100000 світлових років. Це означало, що Магелановы Хмари межею нашої Галактики, бо її розміри оцінювалися, наприклад, Р. Зеелигером в 23000 світлових років. На той час, проте, був повної ясності із цього питання. Зеелигер отримав свою оцінку розмірів Галактики методом, близькому до методу «черпков », применявшемуся ще У. Гершелем, саме шляхом підрахунків числа зірок до даної зоряної величини разом із визначенням їх своїх власних рухів. Якщо брати, що у середньому швидкості в усіх зірок однакові і залежить від відстані перед тим, то величині кутових власних рухів зірок можна визначити їх відстань.

Х. Шепли дав зовсім інше оцінку розмірів Галактики: 300000 світлових років. Він вважає, що кульові зоряні скупчення перебувають всередині нашої Галактики, а відстані перед тим, певні по цефеидам і з зоряним величинам найяскравіших зірок скупчення, досягали 220000 світлових років.

Проти оцінок цих відстаней виступив астроном Ликской обсерваторії Х. Кертіс. Він вважає, що це відстані завищені Шепли майже вдесятеро. Кертіс підтримував оцінку розмірів Галактики, яка з зоряних підрахунків, і вважав, що кульові зоряні скупчення значно ближчою до нам, ніж знаходить Шепли.

Оскільки питання масштабах Галактики й навколишньої її частки Всесвіту представляв величезний інтерес, Національну академію наук США там організувала 26 квітня 1920 року спеціальну дискусію між Шепли і Кертисом, що отримала назву «Великого Суперечка».

Ця суперечка стосувався як масштабів Галактики, а й природи спіральних туманностей. І різним виявився підсумок дискусії з цим двом проблемам.

Обидва учасника спору погоджувалися у цьому, що:

А) зірки в скупчення й у віддалених частинах Чумацького Шляху нічим особливим немає від зірок навколо Сонця (у цьому вони мали рацію);

Б) відносні відстані до кульових скупчень, певні Шепли, правильні (і це були вірно);

У) міжзоряного поглинання світла немає (та це був єдиною серйозною помилкою).

Шепли спирався на дані про цефеидам і яскравим гігантам. Кертіс критикував ці дані і вважав, що червоні і жовті зірки в скупчення – карлики, схожі з Сонцем (тоді як у насправді що це гіганти).

Деталі «великого спору» характерні з метою оцінки позиції його дані для відстані до кульового зоряного скупчення М 13 в Геркулесе (в світлових роках):

по Шепли 36000 по Кертису (початкове) 3600

по Кертису (переглянуте) 8000

по сучасним даним 25000

Отже, бачимо, що саме Шепли виявився ближче до істини, ніж Кертіс. Деякі завищення її оцінювання пов'язані з зневагою міжзоряним поглинанням світла, через якого всі далекі зірки здавалися слабше (тому ставилися Шепли більш далекі відстані).


Схожі реферати

Статистика

[1] 2 3