1 slaid

2 slaidi

Galaktikad on hiiglaslikud tähesaared väljaspool meie tähesüsteemi (meie galaktikat). Need erinevad suuruse, välimuse ja koostise, kujunemistingimuste ja evolutsiooniliste muutuste poolest.

3 slaidi

Vana-Kreeka filosoof Demokritos uskus, et Linnutee on nõrkade tähtede kogum. W. Herschel avastas palju topelt-, kolmekordseid tähti. Ta esitas skeemi Galaktika ehitusest ja selle ehitusest.

4 slaidi

I. Kant uskus, et meie galaktika ei hõlma tervet tähemaailma ja et on teisigi sarnaseid tähesüsteeme. E. Hubble avastas tsefeidid Andromeeda ja Kolmnurga udukogudest. Tema avastused tõid kaasa teaduse, mida nimetatakse ekstragalaktiliseks astronoomiaks.

5 slaidi

6 slaidi

Galaktika keskpunkti kaugus Päikesest on 32 000 sv. aastat Galaktika läbimõõt - 100 000 St. aastat Galaktilise ketta paksus on 10 000 sv. aastat Mass - 165 miljardit päikesemassi Galaktika vanus - 12 miljardit aastat

7 slaidi

Mõhna suurim ja väikseim läbimõõt on vastavalt 20 000 ja 30 000 sv lähedal. aastat Ketta mass on 150 miljonit korda suurem kui Päikese mass. Ketta pöörlemiskiirus tsentrist 200 - 240 m / s (2000 valgusaasta kaugusel. Päikese pöörlemine ümber galaktika keskpunkti 200 - 220 km / s (üks pööre 200 miljoni aasta jooksul Galaktika satelliidid: suured ja väikesed Magellani pilved Suur Magellani pilv Väike Magellani pilv

8 slaidi

Päikese asukoht meie galaktikas on selle süsteemi kui terviku uurimisel üsna kahetsusväärne: oleme täheketta tasapinna lähedal ja Galaktika ehitust on Maa pealt raske välja selgitada. Piirkonnas, kus Päike asub, on palju tähtedevahelist ainet, mis neelab valgust ja täheketas on läbipaistmatu.

9 slaidi

Galaxyl on kolm põhiosa – ketas, halo ja kroon. Ketta keskmist paksenemist nimetatakse punniks.

10 slaidi

Halo koosneb peamiselt väga vanadest, tuhmidest väikese massiga tähtedest. Need esinevad nii üksikult kui ka kerasparvedena, mis võivad sisaldada üle miljoni tähe. Galaktika sfäärilise komponendi populatsiooni vanus ületab 12 miljardit aastat. Tavaliselt peetakse seda ekslikult galaktika enda vanusega.

11 slaidi

Ketas. Ketta populatsioon erineb suuresti halo populatsioonist. Ketta tasapinna lähedale on koondunud noored tähed ja täheparved, mille vanus ei ületa mitu miljardit aastat. Need moodustavad nn tasase komponendi. Nende hulgas on palju eredaid ja kuumi tähti.

12 slaidi

Galaktika keskpiirkondade tuuma iseloomustab tugev tähtede kontsentratsioon: igas keskpunkti lähedal asuvas kuupparsekis on neid palju tuhandeid. Tähtede vaheline kaugus on kümneid ja sadu kordi väiksem kui Päikese läheduses.

13 slaidi

I - Kerakujuline II - Keskmine kerakujuline III - Vaheketas IV - Lame vana V - Lame noor

14 slaidi

Nende läbimõõt on 20-100 tk. Vanus 10–15 miljardit aastat Tekkis galaktika enda kujunemise ajal.

15 slaidi

Leiti galaktika tasapinna lähedalt. Koosneb sadadest või tuhandetest tähtedest. Neis on ka noori (siniseid) tähti.

1 slaid

2 slaidi

Millest galaktika on tehtud? Aastal 1609, kui suur itaallane Galileo Galilei oli esimene, kes teleskoobi taevasse suunas, tegi ta kohe suure avastuse: ta sai aru, mis on Linnutee. Oma primitiivse teleskoobi abil suutis ta Linnutee eredaimad pilved üksikuteks tähtedeks jagada! Kuid nende tagant tegin välja tuhmimad pilved, kuid ma ei suutnud nende mõistatust lahendada, kuigi tegin õige järelduse, et need peaksid koosnema ka tähtedest. Täna teame, et tal oli õigus.

3 slaidi

Linnutee koosneb tegelikult 200 miljardist tähest. Ja Päike koos oma planeetidega on vaid üks neist. Veelgi enam, meie päikesesüsteem eemaldub Linnutee keskpunktist umbes kahe kolmandiku võrra selle raadiusest. Me elame oma galaktika äärealadel. Linnutee on ringikujuline. Selle keskel on tähed tihedamad ja moodustavad tohutu tiheda parve. Ringi välisservad on märgatavalt siledad ja servade ümbert õhemad. Väljastpoolt vaadates meenutab Linnutee tõenäoliselt planeeti Saturn oma rõngastega.

4 slaidi

Gaasiudud Hiljem avastati, et Linnutee ei koosne ainult tähtedest, vaid gaasi- ja tolmupilvedest, mis keerlevad üsna aeglaselt ja juhuslikult. Kuid sel juhul asuvad gaasipilved ainult ketta sees. Mõned gaasiudud helendavad värvilise valgusega. Üks kuulsamaid on Orioni tähtkujus asuv udukogu, mis on nähtav isegi palja silmaga. Tänapäeval teame, et sellised gaasilised või hajusad udukogud on noorte tähtede häll.

5 slaidi

Linnutee ümbritseb taevasfääri suure ringina. Maa põhjapoolkera elanikel õnnestub sügisõhtutel näha Linnutee seda osa, mis läbib Cassiopeia, Cepheuse, Cygnuse, Kotka ja Amburi ning hommikul ilmuvad teised tähtkujud. Maa lõunapoolkeral ulatub Linnutee Amburi tähtkujust Skorpioni, Kompassi, Kentauri, Lõunaristi, Karina, Noole tähtkujudeni.

6 slaidi

Lõunapoolkera tähtkuju läbiv Linnutee on hämmastavalt ilus ja särav. Amburi, Skorpioni, Kilbi tähtkujus on palju eredalt helendavaid tähepilvi. Just selles suunas asub meie galaktika keskpunkt. Linnutee samas osas eristuvad eriti selgelt tumedad kosmilise tolmu pilved – tumedad udukogud. Kui poleks neid tumedaid läbipaistmatuid udukogusid, oleks Linnutee Galaktika keskpunkti poole tuhat korda heledam. Linnuteed vaadates ei ole lihtne ette kujutada, et see koosneb paljudest palja silmaga eristamatutest tähtedest. Kuid inimesed arvasid seda juba ammu. Üks neist oletustest on omistatud Vana-Kreeka teadlasele ja filosoofile Demokritusele. Ta elas peaaegu kaks tuhat aastat varem kui Galileo, kes esimesena tõestas teleskoobiga tehtud vaatluste põhjal Linnutee täheloomust. Galileo kirjutas 1609. aastal oma kuulsas "Tähesõnumites": "Pöördusin Linnutee olemuse või mateeria vaatluse poole ja teleskoobi abil oli võimalik muuta see meie nägemisele nii kättesaadavaks, et kõik vaidlused vaikisid iseenesest tänu selgusele ja tõenditele, mida ma olen vabastatud paljusõnalisest vaidlusest. Tegelikult pole Linnutee midagi muud kui lugematu arv tähti, mis on justkui hunnikutesse paigutatud, olenemata sellest, kuhu teleskoop on suunatud, tuleb nüüd nähtavale tohutult palju tähti, millest väga paljud on üsna eredad ja üsna eristatavad, arvu nõrgemad tähed ei tunnista üldse loendamist. Milline seos on Linnutee tähtedel Päikesesüsteemi ainsa tähega, meie Päikesega? Vastus on tänapäeval hästi teada. Päike on üks meie galaktika tähti, galaktika on Linnutee. Millise koha hõivab Päike Linnuteel? Juba sellest, et Linnutee ümbritseb meie taevast suure ringina, on teadlased järeldanud, et Päike asub Linnutee põhitasandi lähedal. Et saada täpsemat ülevaadet Päikese asukohast Linnuteel ja seejärel ette kujutada, milline on meie galaktika kuju kosmoses, kasutasid astronoomid (V. Herschel, V. Ya. Struve jt) tähearvutuste meetod. Põhimõte on see, et taeva erinevates osades loetakse tähtede arv tähtede suurusjärkude järjestikuses intervallis. Kui eeldada, et tähtede heledused on samad, siis vaadeldavat heledust saab hinnata tähtede kauguste järgi, siis eeldades, et tähed ruumis paiknevad ühtlaselt, arvestame tähtede arvu sfäärilistes ruumalades, mille keskpunkt on päike.

7 slaidi

Kuumad tähed lõunapoolses Linnutee piirkonnas Kuumad sinised tähed, helendav punane vesinikgaas ja tumedad varjavad tolmupilved on hajutatud Linnutee muljetavaldavale piirkonnale Ara tähtkuju lõunaosas. Vasakpoolsed tähed, mis asuvad Maast 4000 valgusaasta kaugusel, on noored, massiivsed, kiirgavad energilist ultraviolettkiirgust, mis ioniseerib ümbritsevaid tähti tekitavaid vesinikupilvi, põhjustades joonele iseloomuliku punase kuma. Paremal, tumeda tolmuse udukogu taustal, on näha väikest sündinud tähtede kogumit.

8 slaidi

Linnutee keskne piirkond. 1990. aastatel skaneeris satelliit COBE (COsmic Background Explorer) infrapunavalguses kogu taevast. Pilt, mida näete, on Linnutee keskosa uurimise tulemus. Linnutee on tavaline spiraalgalaktika, millel on keskne mõhk ja pikendatud täheketas. Ketas gaas ja tolm neelavad nähtavas piirkonnas kiirgust, mis segab galaktika keskme vaatlusi. Kuna gaas ja tolm neelavad infrapunavalgust vähem, tuvastab COBE Cosmic Background Satellite'i pardal olev difuusse infrapuna taustakatse (DIRBE) selle galaktika keskpunkti ümbritsevate tähtede kiirguse. Ülaltoodud pilt on vaade galaktika keskmele 30 000 valgusaasta kauguselt (see on kaugus Päikesest meie galaktika keskpunktini). DIBRE katses kasutatakse vedela heeliumjahutusega seadmeid spetsiaalselt infrapunakiirguse tuvastamiseks, mille suhtes inimsilm on tundetu.

9 slaidi

Linnutee keskmes Meie Linnutee galaktika keskmes on must auk, mille mass on üle kahe miljoni korra suurem kui Päike. Varem oli see vastuoluline väide, kuid nüüd on see jahmatav järeldus peaaegu võimatu. See põhineb sellele väga lähedal galaktika keskpunkti ümber tiirlevate tähtede vaatluste tulemustel. Kasutades üht Paranali observatooriumi väga suurt teleskoopi ja täiustatud NACO infrapunakaamerat, jälgisid astronoomid kannatlikult ühe S2 tähe orbiiti, mis lähenes Linnutee keskpunktile umbes 17 valgustunni (17) kaugusel. valgustund on vaid kolm korda suurem kui Pluuto orbiidi raadius). Nende tulemused näitavad veenvalt, et S2 juhib nähtamatu objekti kolossaalne gravitatsioonijõud, mis peaks olema ülimalt kompaktne – ülimassiivne must auk. See sügav, peaaegu infrapunakujutis NACO kaamerast näitab Linnutee keskel asuvat kahe valgusaasta pikkust tähepiirkonda, mille nooled näitavad täpselt keskpunkti. Tänu NACO kaamera võimalustele jälgida tähti nii lähedal galaktika keskpunktile, saavad astronoomid jälgida tähe liikumist orbiidil ümber supermassiivse musta augu. See võimaldab täpselt määrata musta augu massi ja tõenäoliselt sooritada varem võimatu Einsteini gravitatsiooniteooria testi.

10 slaidi

Kuidas Linnutee välja näeb? Milline näeb meie Linnutee galaktika eemalt välja? Keegi ei tea kindlalt, kuna asume oma galaktikas, lisaks piirab läbipaistmatu tolm meie vaadet nähtavas valguses. See joonis näitab aga arvukate tähelepanekute põhjal üsna usutavat oletust. Linnutee keskmes on väga hele tuum, mis ümbritseb hiiglaslikku musta auku. Praegu arvatakse, et Linnutee helge keskne mõhk on suhteliselt vanade punaste tähtede asümmeetriline riba. Välimised piirkonnad sisaldavad spiraalseid harusid, mis on kujundatud noorte helesiniste tähtede, punaste emissiooniudukogude ja tumeda tolmuga. Spiraalharud paiknevad kettas, mille massist suurema osa moodustavad suhteliselt nõrgad tähed ja haruldane gaas – enamasti vesinik. Joonisel pole näha nähtamatu tumeaine tohutut sfäärilist halot, mis moodustab suurema osa Linnutee massist ja määrab tähtede liikumise selle keskmest kaugel.

11 slaidi

LINNATEE, meie galaktika miljardite tähtede hägune kuma öötaevas. Linnutee triip ümbritseb taevast laia ringina. Linnutee on eriti hästi nähtav linnatuledest kaugel. Põhjapoolkeral on seda mugav jälgida juulis südaöö paiku, augustis kell 22 või septembris kell 20, mil Cygnuse tähtkuju põhjarist on oma seniidi lähedal. Järgides pilku põhja- või kirdesuunas vilkuvale Linnutee ribale, möödume Cassiopeia tähtkujust (W-tähe kujuline) ja liigume heleda tähe Capella poole. Capella taga näete, kuidas Linnutee vähem lai ja heledam osa möödub Orioni vööst ida pool ja kaldub horisondi poole, mitte kaugel taeva heledaimast tähest Siriusest. Linnutee eredaim osa on nähtav lõunas või edelas, samas kui põhjarist on pea kohal. Sel juhul on nähtaval kaks Linnutee haru, mida eraldab tume vahe. Kilbis asuv pilv, mida E. Barnard nimetas "Linnutee pärliks", asub poolel teel seniidist ning allpool on näha suurepärased Amburi ja Skorpioni tähtkujud.

12 slaidi

KUI LIITATEE TEISE GALAKTIKAGA PÕRKUS PÕRGE Astronoomide hiljutised uuringud viitavad sellele, et miljardeid aastaid tagasi põrkas meie Linnutee galaktika kokku teise väiksema galaktikaga ja selle vastasmõju tulemused selle galaktika jäänuste kujul on universumis endiselt olemas. Umbes 1500 päikesesarnast tähte vaadeldes jõudis rahvusvaheline teadlaste meeskond järeldusele, et nii nende liikumise trajektoor kui ka suhteline asend võivad olla tõendiks sellisest kokkupõrkest. "Linnutee on suur galaktika ja me usume, et see oli mitme väiksema ühinemise tulemus," ütles Rosemary Wyse Johns Hopkinsi ülikoolist. Vis ja tema kolleegid Ühendkuningriigist ja Austraaliast jälgisid Linnutee äärealasid, uskudes, et just siin võib esineda kokkupõrgete jälgi. Uurimistulemuste esialgne analüüs kinnitas nende oletust ja laiendatud otsing (teadlased loodavad uurida umbes 10 tuhat tähte) kinnitab seda täpselt. Minevikus toimunud kokkupõrked võivad tulevikus korduda. Seega peaks arvutuste kohaselt miljardite aastate pärast kokku põrkuma Linnutee ja Andromeeda udukogu, mis on meile lähim spiraalgalaktika.

13 slaidi

Legend ... Linnutee päritolu kohta on palju legende. Erilist tähelepanu väärivad kaks sarnast Vana-Kreeka müüti, mis paljastavad sõna Galaxias (????????) etümoloogia ja seose piimaga (????). Üks legende räägib üle taeva levivast jumalanna Hera emapiimast, kes imetas Heraklest. Kui Hera sai teada, et laps, keda ta imetab, pole tema enda laps, vaid Zeusi vallaspoeg ja maise naise, tõukas ta mehe eemale ja mahavoolanud piimast sai Linnutee. Teine legend räägib, et mahavalgunud piim on Kronose naise Rhea piim ja Zeus ise oli laps. Kronos neelas oma lapsed, kuna talle ennustati, et tema enda poeg kukutab ta Pantheoni tipust. Rhea mõtles välja plaani oma kuuenda poja, vastsündinud Zeusi päästmiseks. Ta mähkis kivi beebiriietesse ja libistas selle Kronose poole. Kronos palus tal poega veel korra toita, enne kui ta ta alla neelas. Rhea rinnast paljale kivile valgunud piima nimetati hiljem Linnuteeks.

14 slaidi

Superarvuti (1. osa) Maailma üks kiiremaid arvuteid on loodud spetsiaalselt astronoomiliste objektide gravitatsioonilise vastasmõju simuleerimiseks. Selle kasutuselevõtuga said teadlased võimsa tööriista tähtede ja galaktikate parvede evolutsiooni uurimiseks. Uue superarvuti, mis kannab nime GravitySimulator, kujundas David Merritt New Yorgi Rochesteri Tehnoloogiainstituudist (RIT). See rakendab uut tehnoloogiat - jõudluse kasv saavutati spetsiaalsete kiirenduskaartide Gravity Pipelines abil. 4 triljoni suuruse tulemuslikkusega. toimingud sekundis GravitySimulator pääses maailma 100 kõige võimsama superarvuti hulka ja sai selle arhitektuuri võimsaimaks masinaks. Selle maksumus on $ 500 tuhat. Universe Today andmetel on GravitySimulator mõeldud N-kehade gravitatsioonilise vastasmõju klassikalise probleemi lahendamiseks. Tootlikkus 4 triljonis. toimingud sekundis võimaldavad teil luua 4 miljoni tähe samaaegse interaktsiooni mudeli, mis on astronoomiliste arvutuste praktikas absoluutne rekord. Seni on standardarvutid suutnud simuleerida mitte rohkem kui mitme tuhande tähe gravitatsioonilist vastasmõju korraga. Pärast superarvuti paigaldamist RITile sel kevadel suutsid Merit ja tema kaastöötajad esimest korda ehitada mudeli kahe galaktika ühinemisel tekkivast mustade aukude lähedasest paarist.

15 slaidi

Superarvuti (2. osa) "Teada on, et enamiku galaktikate keskmes on must auk," selgitab dr Merit probleemi olemust. - Kui galaktikad ühinevad, tekib üks suurem must auk. Ühinemisprotsessiga kaasneb galaktikate keskpunkti vahetus läheduses asuvate tähtede neeldumine ja samal ajal väljapaiskumine. Lähedal interakteeruvate galaktikate vaatlused näivad toetavat teoreetilisi mudeleid. Seni pole aga arvutite saadaolev võimsus võimaldanud ehitada teooria testimiseks numbrilist mudelit. See on esimene kord, kui meil see õnnestub." Järgmine väljakutse, millega RIT astrofüüsikud töötavad, on tähtede dünaamika uurimine Linnutee keskpiirkondades, et mõista meie enda galaktika keskel asuva musta augu tekke olemust. Dr Merit usub, et lisaks astronoomiavaldkonna suuremahuliste probleemide lahendamisele muudab Rochesteri Tehnoloogiainstituudi maailma ühe võimsaima arvuti paigaldamine liidriks ka teistes teadusvaldkondades. Teist aastat võimsaim superarvuti on nüüd IBMi loodud BlueGene / L, mis on paigaldatud USA-s Livermore'i Lawrence'i laborisse. Selle praegune kiirus ulatub 136,8 teraflopini, kuid lõplikus konfiguratsioonis, mis sisaldab 65536 protsessorit, on see näitaja vähemalt kahekordistunud.

16 slaidi

Linnutee süsteem Linnutee süsteem on tohutu tähesüsteem (galaktika), kuhu Päike kuulub. Linnutee süsteem koosneb paljudest eri tüüpi tähtedest, aga ka täheparvedest ja -kooslustest, gaasi- ja tolmuudukogudest ning tähtedevahelises ruumis hajutatud üksikutest aatomitest ja osakestest. Enamik neist on läätsekujulise ruumalaga, mille läbimõõt on umbes 100 000 ja paksus umbes 12 000 valgusaastat. Väiksem osa täidab peaaegu sfäärilise ruumala, mille raadius on umbes 50 "000 valgusaastat. Kõik Galaktika komponendid on ühendatud ühtseks dünaamiliseks süsteemiks, mis pöörleb ümber väiksema sümmeetriatelje. Süsteemi keskpunkt on Amburi tähtkuju.

17 slaidi

Linnutee vanust hinnati radioisotoopide abil.Galaktika (ja üldiselt universumi) vanust püüti määrata sarnaselt arheoloogide kasutusega. Nicholas Daufas Chicago ülikoolist soovitas selleks võrrelda erinevate radioisotoopide sisaldust Linnutee perifeerias ja Päikesesüsteemi kehades. Selle kohta avaldati artikkel ajakirjas Nature. Hindamiseks valiti toorium-232 ja uraan-238: nende poolestusajad on võrreldavad Suurest Paugust möödunud ajaga. Kui alguses on teada nende koguste täpne suhe, siis praeguste kontsentratsioonide järgi on lihtne hinnata, kui palju aega on möödunud. Kui palju tooriumit ja uraani see sisaldab, said astronoomid välja selgitada ühe vana tähe spektrist, mis asub Linnutee serval. Probleem oli selles, et staari algkoosseis oli teadmata. Daufas pidi pöörduma meteoriitide kohta teabe poole. Nende vanus (umbes 4,5 miljardit aastat) on piisava täpsusega teada ja võrreldav Päikesesüsteemi vanusega ning raskete elementide sisaldus tekkehetkel oli sama, mis päikeseainel. Pidades Päikest "keskmiseks" täheks, kandis Daufas need omadused üle algsele analüüsiobjektile. Arvutused on näidanud, et Galaktika vanus on 14 miljardit aastat ja viga on umbes seitsmendik väärtusest endast. Eelmine näitaja – 12 miljardit – on sellele tulemusele üsna lähedal. Astronoomid said selle teada kerasparvede ja üksikute valgete kääbuste omaduste võrdlemisel. Kuid nagu Daufas märgib, nõuab see lähenemisviis tähtede evolutsiooni kohta täiendavaid eeldusi, samas kui tema meetod põhineb füüsikalistel aluspõhimõtetel.

18 slaidi

Linnutee süda Teadlastel on õnnestunud vaadata meie galaktika südant. Chandra kosmoseteleskoop on koostanud mosaiikpildi, mille pikkus on 400 x 900 valgusaastat. Sellel nägid teadlased kohta, kus tähed surevad ja sünnivad hämmastava sagedusega uuesti. Lisaks on selles sektoris avastatud üle tuhande uue röntgenikiirguse allika. Enamik röntgenikiirgust ei tungi Maa atmosfääri, mistõttu saab selliseid vaatlusi teha vaid kosmoseteleskoopide abil. Kui tähed surevad, jätavad nad endast maha gaasi- ja tolmupilved, mis pressitakse tsentrist välja ja liiguvad jahtudes galaktika kaugematesse piirkondadesse. See kosmiline tolm sisaldab tervet spektrit elemente, sealhulgas neid, mis on meie keha ehitajad. Nii et me oleme sõna otseses mõttes tärniga tuhk.

19 slaidi

Linnutee leidis veel neli satelliiti Viis sajandit tagasi, augustis 1519, läks Portugali admiral Fernando Magellan ümbermaailmareisile. Reisi käigus tehti kindlaks Maa täpsed mõõtmed, avastati kuupäevajoon, samuti kaks väikest udupilve lõunalaiuskraadide taevas, mis saatsid meremehi selgetel tähistaevatel öödel. Ja kuigi suur mereväekomandör ei teadnud nende kummituslike kondensatsioonide, mida hiljem nimetati suureks ja väikeseks Magellaani pilveks, tegelikust päritolust, avastati just siis Linnutee esimesed satelliidid (kääbusgalaktikad). Nende suurte täheparvede olemus sai lõplikult selgeks alles 20. sajandi alguses, kui astronoomid õppisid määrama kaugusi sellistest taevaobjektidest. Selgus, et suure Magellani pilve valgus läheb meile 170 tuhandeks aastaks ja väikesest - 200 tuhandeks aastaks ning nad ise esindavad ulatuslikku tähtede parve. Rohkem kui pool sajandit peeti neid kääbusgalaktikaid meie galaktika läheduses ainsaks, kuid praegusel sajandil on nende arv kasvanud 20-ni ning kahe aasta jooksul on avastatud viimased 10 satelliiti! Järgmise sammuna Linnutee perekonna uute liikmete otsimisel aitasid kaasa Sloan Digital Sky Survey (SDSS) vaatlused. Hiljuti leidsid teadlased SDSS-piltidelt neli uut satelliiti, mis asuvad Maast 100–500 tuhande valgusaasta kaugusel. Need asuvad taevavõlvil Kooma Veronica, Koerte hagijate, Heraklese ja Lõvi tähtkujude suunas. Astronoomide seas on meie tähesüsteemi (mille läbimõõt on umbes 100 000 valgusaastat) keskpunktis tiirlevad kääbusgalaktikad tavaliselt oma nime saanud nende tähtkujude järgi, kus nad asuvad. Sellest tulenevalt said uued taevaobjektid nimed Hair of Veronica, Hounds Dogs II, Hercules ja Leo IV. See tähendab, et Koerte Koerte tähtkujust on avastatud juba teine ​​taoline galaktika ja Lõvi tähtkujust neljas. Selle rühma suurim liige on Hercules, mille läbimõõt on 1000 valgusaastat, ja väikseim on Veronica juuksed (200 valgusaastat). Rõõmustav on tõdeda, et kõik neli minigalaktikat avastas Cambridge'i ülikooli (Suurbritannia) rühm, mida juhib Vene teadlane Vassili Belokurov.

20 slaidi

Selliseid suhteliselt väikeseid tähesüsteeme võib seostada pigem suurte kerasparvede kui galaktikatega, mistõttu teadlased mõtlevad sellistele objektidele kasutada uut terminit – "hobbitid" (hobbitid ehk väikesed päkapikud). Uue klassi objektide nimetus on vaid aja küsimus. Kõige tähtsam on see, et nüüd on astronoomidel ainulaadne võimalus hinnata Linnutee läheduses asuvate kääbustähtede süsteemide koguarvu. Esialgsed arvutused võimaldavad arvata, et see arv ulatub viiekümneni. Ülejäänud peidetud "päkapikkude" leidmine on keerulisem, kuna nende sära on äärmiselt nõrk. Teised täheparved aitavad neil peituda, luues kiirgusvastuvõtjatele lisatausta. Ainus, mis aitab, on kääbusgalaktikate omadus sisaldada tähti, mis on iseloomulikud ainult seda tüüpi objektidele. Seetõttu jääb pärast piltidelt vajalike tähekoosluste leidmist vaid veenduda nende tegelikus asukohas taevas. Sellegipoolest tekitab piisavalt suur hulk selliseid objekte uusi küsimusi nn "sooja" tumeaine pooldajates, mille liikumine on kiirem kui "külma" nähtamatu aine teooria raames. Kääbusgalaktikate tekkimine on pigem võimalik aine aeglase liikumisega, mis tagab paremini gravitatsiooniliste "tükkide" ühinemise ja selle tulemusena galaktikate parvede tekke. Sellest hoolimata on tumeaine olemasolu minigalaktikate tekkimisel igal juhul kohustuslik, mistõttu pööratakse neile objektidele nii suurt tähelepanu. Lisaks sellele "kasvavad" tänapäevaste kosmoloogiliste vaadete kohaselt kääbusgalaktikatest ühinemise käigus tulevaste hiiglaslike tähesüsteemide prototüübid. Tänu viimastele avastustele õpime üha rohkem üksikasju perifeeria kohta selle sõna üldises tähenduses. Päikesesüsteemi perifeeriat annavad tunda Kuiperi vöö uued objektid, ka meie galaktika ümbrus, nagu näeme, pole tühi. Lõpuks said vaadeldava universumi äärealad veelgi kuulsamaks: 11 miljardi valgusaasta kaugusel avastati kõige kaugem galaktikate parv. Sellest aga pikemalt järgmistes uudistes.

Kui sügiseti õhtud pimedaks lähevad, on tähistaevas selgelt näha lai värelev triip. See on Linnutee – hiiglaslik kaar, mis ulatub üle taeva. "Taevane jõgi" on Hiina legendides Linnutee nimi. Vanad kreeklased ja roomlased nimetasid seda "Taevaseks teeks". Teleskoop võimaldas välja selgitada Linnutee olemuse. See on lugematu hulga tähtede sära, mis on meist nii kaugel, et neid eraldi ei saa palja silmaga eristada.

Galaktika läbimõõt on umbes 30 tuhat parseki (valgusaastate suurusjärgus) Galaktikas on madalaima hinnangu kohaselt umbes 200 miljardit tähte (praegune hinnang jääb vahemikku 200–400 miljardit). 2009. aasta jaanuari seisuga Galaktika mass on hinnanguliselt 3 × 1012 Päikese massi ehk 6 × 1042 kg. Suurem osa Galaktika massist ei sisaldu mitte tähtedes ja tähtedevahelises gaasis, vaid tumeaine mittehelendavas halos.

Galaktika keskel on kühm, mille läbimõõt on umbes 8000 parseki. Galaktika keskel on ilmselt ülimassiivne must auk (Sagittarius A *), mille ümber arvatavasti pöörleb keskmise massiga must auk.

Galaktika kuulub spiraalgalaktikate klassi, mis tähendab, et galaktikal on ketta tasapinnal paiknevad spiraalharud. Uued andmed molekulaargaasi (CO) vaatlustest viitavad sellele, et meie galaktikal on kaks haru, mis algavad sisemises ribast. osa galaktikast. Lisaks on sees paar varrukat. Seejärel muutuvad need käed nelja haruga struktuuriks, mida täheldatakse galaktika välimistes osades neutraalses vesinikuliinis

Linnuteed vaadeldakse taevas nõrgalt helendava hajutatud valkja triibuna, mis kulgeb ligikaudu mööda taevasfääri suurt ringi. Põhjapoolkeral läbib Linnutee Kotka, Noole, Kukeseene, Cygnus'e, Cepheuse, Cassiopeia, Perseuse, Auriga, Tauruse ja Kaksikute tähtkujusid; lõunapoolses ükssarvikus, kaka, purjedes, lõunaristis, kompassis, lõunapoolses kolmnurgas, Skorpionis ja Amburis. Galaktika keskus asub Amburis.

Enamik taevakehadest on ühendatud erinevateks pöörlevateks süsteemideks. Niisiis, Kuu tiirleb ümber Maa, hiiglaslike planeetide satelliidid moodustavad oma kehaderikkaid süsteeme. Kõrgemal tasemel tiirlevad Maa ja ülejäänud planeedid ümber Päikese. Tekkis loomulik küsimus, kas ka Päike kuulub veel suuremasse süsteemi? Esimese süstemaatilise uurimise selles küsimuses viis 18. sajandil läbi inglise astronoom William Herschel.

Ta luges kokku tähtede arvu erinevates taevapiirkondades ja leidis, et taevas on suur ring (hiljem nimetati seda galaktiliseks ekvaatoriks), mis jagab taeva kaheks võrdseks osaks ja millel on tähtede arv kõige suurem. Lisaks, mida rohkem on tähti, seda lähemal on taevas sellele ringile. Lõpuks avastati, et just sellel ringil asub Linnutee. Tänu sellele arvas Herschel, et kõik meie vaadeldavad tähed moodustavad hiiglasliku tähesüsteemi, mis on galaktilise ekvaatori poole lamenenud.

Galaktikate tekkelugu pole veel päris selge. Algselt oli Linnuteel tähtedevahelist ainet (peamiselt vesiniku ja heeliumi kujul) palju rohkem kui praegu, mida on kulutatud ja kulutatakse jätkuvalt tähtede tekkele. Pole põhjust arvata, et see suundumus muutuks, seega tuleks miljardite aastate jooksul oodata loomuliku tähtede tekke edasist lagunemist. Praegu moodustuvad tähed peamiselt Galaktika kätel.

Universumi ehitus Universumi ehitus Linnutee Pühad aastad Linnutee Galaktikas on madalaima hinnangu kohaselt umbes 200 miljardit tähte, suurem osa tähtedest paikneb lameda ketta kujul. 2009. aasta jaanuari seisuga on Galaktika mass hinnanguliselt 3 · 10 ^ 12 päikesemassi ehk 6 · 10 ^ 42 kg.

Tuum Galaktika keskel on paksenemine, mida nimetatakse kühmuks ja mille läbimõõt on umbes 8 tuhat parseki. Galaktika keskel on ilmselt ülimassiivne must auk (Sagittarius A *), mille ümber tiirleb eeldatavasti keskmise massiga must auk. Nende ühine gravitatsiooniline toime naabertähtedele paneb viimased liikuma mööda ebatavalisi trajektoore Balgemangle ülimassiivne must auk Ambur A * Galaktika tuuma kese asub Amburi tähtkujus (α = 265 °, δ = 29 °). Kaugus Päikesest Galaktika keskpunktini on 8,5 kiloparsekit (2,62 10 ^ 17 km ehk valgusaastat).

Käed Galaktika kuulub spiraalgalaktikate klassi, mis tähendab, et galaktikal on ketta tasapinnas paiknevad spiraalharud. Ketas on sukeldatud sfäärilisse halosse ja selle ümber paikneb sfääriline kroon. Päikesesüsteem asub galaktika keskmest 8,5 tuhande parseki kaugusel, Galaktika tasapinna lähedal (nihkumine galaktika põhjapoolusele on vaid 10 parseki), käe siseserval, mis on nn. Orioni käsi. Selline paigutus muudab varrukate kuju visuaalse jälgimise võimatuks. Uued andmed molekulaargaasi (CO) vaatlustest viitavad sellele, et meie galaktikas on kaks kätt, mis algavad galaktika siseosas asuvast latist. Lisaks on sees paar varrukat. Seejärel muutuvad need käed nelja haruga struktuuriks, mida täheldatakse galaktika välimistes osades neutraalses vesinikuliinis. Galaktika kuulub spiraalgalaktikate klassi, mis tähendab, et galaktikal on ketta tasapinnas paiknevad spiraalharud. Ketas on sukeldatud sfäärilisse halosse ja selle ümber paikneb sfääriline kroon. Päikesesüsteem asub galaktika keskmest 8,5 tuhande parseki kaugusel, Galaktika tasapinna lähedal (nihkumine galaktika põhjapoolusele on vaid 10 parseki), käe siseserval, mis on nn. Orioni käsi. Selline paigutus muudab varrukate kuju visuaalse jälgimise võimatuks. Uued andmed molekulaargaasi (CO) vaatlustest viitavad sellele, et meie galaktikas on kaks kätt, mis algavad galaktika siseosas asuvast latist. Lisaks on sees paar varrukat. Seejärel muutuvad need käed nelja haruga struktuuriks, mida täheldatakse galaktika välimistes osades neutraalses vesinikuliinis.

Halo Galaktika halo on sfäärilise galaktika nähtamatu komponent, mis ulatub väljapoole galaktika nähtavat osa. See koosneb peamiselt haruldasest kuumast gaasist, tähtedest ja tumeainest. Viimane moodustab suurema osa galaktika sfäärilisest tumeainest Galaktiline halo Galaktika halo on sfäärilise kujuga, ulatudes galaktikast väljapoole 510 tuhat valgusaastat ja temperatuur on umbes 5 10 ^ 5 K.

Galaktika avastamise ajalugu Enamik taevakehadest on ühendatud erinevateks pöörlevateks süsteemideks. Niisiis, Kuu tiirleb ümber Maa, hiiglaslike planeetide satelliidid moodustavad oma kehaderikkaid süsteeme. Kõrgemal tasemel tiirlevad Maa ja ülejäänud planeedid ümber Päikese. Tekkis loomulik küsimus: kas pole ka Päike kaasatud veel suuremasse süsteemi? Enamik taevakehadest on ühendatud erinevateks pöörlevateks süsteemideks. Niisiis, Kuu tiirleb ümber Maa, hiiglaslike planeetide satelliidid moodustavad oma kehaderikkaid süsteeme. Kõrgemal tasemel tiirlevad Maa ja ülejäänud planeedid ümber Päikese. Tekkis loomulik küsimus: kas pole ka Päike kaasatud veel suuremasse süsteemi? The moonSatellites of giant planets of the MoonSatellites of giant planets of the planet Planeedi hiiglaslike planeetide satelliidid Esimese süstemaatilise selle probleemi uuris 18. sajandil inglise astronoom William Herschel. Ta luges kokku tähtede arvu erinevates taevapiirkondades ja leidis, et taevas on suur ring (hiljem nimetati seda galaktiliseks ekvaatoriks), mis jagab taeva kaheks võrdseks osaks ja millel on tähtede arv kõige suurem. Lisaks, mida rohkem on tähti, seda lähemal on taevas sellele ringile. Lõpuks avastati, et just sellel ringil asub Linnutee. Tänu sellele arvas Herschel, et kõik meie vaadeldavad tähed moodustavad hiiglasliku tähesüsteemi, mis on galaktilise ekvaatori poole lamenenud. Esimese süstemaatilise uurimise selles küsimuses viis 18. sajandil läbi inglise astronoom William Herschel. Ta luges kokku tähtede arvu erinevates taevapiirkondades ja leidis, et taevas on suur ring (hiljem nimetati seda galaktiliseks ekvaatoriks), mis jagab taeva kaheks võrdseks osaks ja millel on tähtede arv kõige suurem. Lisaks, mida rohkem on tähti, seda lähemal on taevas sellele ringile. Lõpuks avastati, et just sellel ringil asub Linnutee. Tänu sellele arvas Herschel, et kõik meie vaadeldavad tähed moodustavad hiiglasliku tähesüsteemi, mis on tasandatud galaktilise ekvaatorini 18. sajand William Herschel Galaktika ekvaator Linnutee XVIII sajand William Herschel Galaktika ekvaator Linnutee Alguses eeldati, et kõik objektid Universumis on osad meie galaktikast, kuigi mõned neist olid endiselt osa meie galaktikast. udukogud võivad olla galaktikad nagu Linnutee. Veel 1920. aastal tekitas küsimus ekstragalaktiliste objektide olemasolust arutelu (näiteks kuulus Suur vaidlus Harlow Shapley ja Geber Curtise vahel; esimene kaitses meie galaktika ainulaadsust). Kanti hüpotees leidis lõplikku tõestust alles 1920. aastatel, kui Edwin Hubble suutis mõõta kaugust mõne spiraalse udukoguni ja näidata, et oma kauguse tõttu ei saa need olla osa Galaktikast. Esialgu eeldati, et kõik universumi objektid on meie galaktika osad, kuigi isegi Kant oletas, et mõned udukogud võivad olla Linnuteega sarnased galaktikad. Veel 1920. aastal tekitas küsimus ekstragalaktiliste objektide olemasolust arutelu (näiteks kuulus Suur vaidlus Harlow Shapley ja Geber Curtise vahel; esimene kaitses meie galaktika ainulaadsust). Kanti hüpotees leidis lõplikku tõestust alles 1920. aastatel, kui Edwin Hubble suutis mõõta kaugust mõne spiraalse udukoguni ja näidata, et nende kauguse tõttu ei saa nad olla osa Galaktikast.

Varased klassifitseerimiskatsed Galaktikate klassifitseerimise katsed algasid samal ajal, kui Lord Ross avastas esimesed spiraalsed udukogud eKr. Sel ajal valitses aga teooria, et kõik udukogud kuuluvad meie galaktikasse. Seda, et hulk udukogusid on mittegalaktilist laadi, tõestas alles E. Hubble 1924. aastal. Seega klassifitseeris galaktikad meie galaktikas lord Rossomi poolt samal viisil nagu galaktika-, spiraaludukogude galaktikaid. E. Hubble 1924 Varasemates fotograafilistes uuringutes domineerisid spiraaludud, mis võimaldas neid eristada omaette klassi. 1888. aastal viis A. Roberts läbi taeva süvauuringu, mille tulemusena avastati suur hulk elliptilisi struktuurita ja väga pikliku kujuga spindludusid. 1918. aastal eraldas GD Curtis silla ja rõngakujulise struktuuriga spiraalid eraldi Φ-rühmaks eraldi rühmaks. Lisaks tõlgendas ta spindli udusid servapealsete spiraalidena 1888 A. Robertselliptilised struktuurita spindlid 1918 D. Curtis

Harvardi klassifikatsioon Kõik Harvardi klassifikatsioonis olevad galaktikad jaotati 5 klassi: Kõik Harvardi klassifikatsiooni galaktikad jaotati 5 klassi: A-klassi galaktikad heledamad kui 12m A-klassi galaktikad heledamad kui 12mm B-klassi galaktikad 12-14 meetrini B-klassi galaktikad kõrgusest 12m. kuni 14 mm C-klassi galaktikad 14-16 mm C-klassi galaktikad 14-16 mm D-klassi galaktikad 16-18 mm D-klassi galaktikad 16-18 mm E-klassi galaktikad 18-20 mm E-klassi galaktikad 18-20 mm

Elliptilised galaktikad Elliptilised galaktikad on sileda elliptilise kujuga (kõrgelt lapikust kuni peaaegu ringikujuliseni), ilma eristavate tunnusteta ja heledus väheneb ühtlaselt keskelt perifeeriasse. Neid tähistatakse tähega E ja numbriga, mis on lameda galaktika indeks. Seega saab ümmargune galaktika tähisega E0 ja galaktika, mille üks poolsuurtelgedest on kaks korda suurem kui teine, E5. Elliptilistel galaktikatel on sile elliptiline kuju (kõrgelt lapikust kuni peaaegu ümmarguseni), millel puuduvad eristavad tunnused ja heledus langeb ühtlaselt keskelt perifeeriasse. Neid tähistatakse tähega E ja numbriga, mis on lameda galaktika indeks. Seega saab ümmargune galaktika tähisega E0 ja galaktika, mille üks poolsuurtelgedest on kaks korda suurem kui teine, E5. Elliptilised galaktikad Elliptilised galaktikad M87

Spiraalgalaktikad Spiraalgalaktikad koosnevad tähtedest ja gaasist koosnevast lamedast kettast, mille keskmes on sfääriline tihendus, mida nimetatakse kühmuks, ja ulatuslikust sfäärilisest halost. Ketta tasapinnas moodustuvad eredad spiraalharud, mis koosnevad peamiselt noortest tähtedest, gaasist ja tolmust. Hubble jagas kõik teadaolevad spiraalgalaktikad tavaspiraalideks (tähistatakse sümboliga S) ja latiga (SB) spiraalideks, mida vene kirjanduses sageli nimetatakse barred- või crossed galaktikateks. Tavalistes spiraalides hargnevad spiraaliharud tangentsiaalselt heledast kesksüdamikust ja ulatuvad ühe pöörde jooksul. Okste arv võib olla erinev: 1, 2, 3, ... kuid enamasti leidub galaktikaid, millel on ainult kaks haru. Lõikunud galaktikates ulatuvad spiraalharud lati otstest täisnurga all. Nende hulgas on ka galaktikaid, mille harude arv ei ole kaks, kuid ristuvatel galaktikatel on enamasti kaks spiraalharu. Olenevalt sellest, kas spiraalharud on tugevasti keerdunud või klompitud või vastavalt tuuma ja punni suuruste suhtele, lisanduvad tähised a, b või c. Seega on Sa galaktikatele iseloomulik suur mõhk ja tihedalt väändunud korrapärane struktuur, Sc galaktikatele aga väike mõhk ja klompsiline spiraalstruktuur. Sb alamklass hõlmab galaktikaid, mida ei saa mingil põhjusel omistada ühte äärmuslikku alamklassi: Sa või Sc. Seega on galaktikas M81 suur mõhk ja spiraalne struktuur. Spiraalgalaktikad koosnevad tähtedest ja gaasist koosnevast lamedast kettast, mille keskel on sfääriline tihendus, mida nimetatakse kühmuks, ja ulatuslikust sfäärilisest halost. Ketta tasapinnas moodustuvad eredad spiraalharud, mis koosnevad peamiselt noortest tähtedest, gaasist ja tolmust. Hubble jagas kõik teadaolevad spiraalgalaktikad tavaspiraalideks (tähistatakse sümboliga S) ja latiga (SB) spiraalideks, mida vene kirjanduses sageli nimetatakse barred- või crossed galaktikateks. Tavalistes spiraalides hargnevad spiraaliharud tangentsiaalselt heledast kesksüdamikust ja ulatuvad ühe pöörde jooksul. Okste arv võib olla erinev: 1, 2, 3, ... kuid enamasti leidub galaktikaid, millel on ainult kaks haru. Lõikunud galaktikates ulatuvad spiraalharud lati otstest täisnurga all. Nende hulgas on ka galaktikaid, mille harude arv ei ole kaks, kuid ristuvatel galaktikatel on enamasti kaks spiraalharu. Olenevalt sellest, kas spiraalharud on tugevasti keerdunud või klompitud või vastavalt tuuma ja punni suuruste suhtele, lisanduvad tähised a, b või c. Seega on Sa galaktikatele iseloomulik suur mõhk ja tihedalt väändunud korrapärane struktuur, Sc galaktikatele aga väike mõhk ja klompsiline spiraalstruktuur. Sb alamklass hõlmab galaktikaid, mida ei saa mingil põhjusel omistada ühte äärmuslikku alamklassi: Sa või Sc. Seega on galaktikas M81 suur mõhk ja spiraalne struktuur. Spiraalsed galaktikad

Ebaregulaarsed või ebaregulaarsed galaktikad Ebaregulaarsed või ebaregulaarsed galaktikad Galaktika, millel puudub nii pöörlemissümmeetria kui ka oluline tuum. Magellaani pilved on tüüpilised ebakorrapäraste galaktikate esindajad. Seal oli isegi termin "Magellaani udukogu". Ebakorrapäraseid galaktikaid eristavad mitmesugused kujundid, mis on tavaliselt väikesed, ning gaasi, tolmu ja noorte tähtede rohkus. Tähistatakse kui I. Kuna ebakorrapäraste galaktikate kuju ei ole kindlalt kindlaks määratud, liigitatakse ebakorrapärased galaktikad sageli omapärasteks galaktikateks. Ebaregulaarsed või ebaregulaarsed galaktikad on galaktika, millel puudub nii pöörlemissümmeetria kui ka oluline tuum. Magellaani pilved on tüüpilised ebakorrapäraste galaktikate esindajad. Seal oli isegi termin "Magellaani udukogu". Ebakorrapäraseid galaktikaid eristavad mitmesugused kujundid, mis on tavaliselt väikesed, ning gaasi, tolmu ja noorte tähtede rohkus. Tähistatakse kui I. Kuna ebakorrapäraste galaktikate kuju ei ole kindlalt kindlaks määratud, liigitatakse ebakorrapärased galaktikad sageli omapärasteks galaktikateks. Ebaregulaarsed või ebaregulaarsed galaktikad Magellaani pilved omapärased galaktikad Ebaregulaarsed või ebaregulaarsed galaktikad Magellaani pilved omapärased galaktikad M82

Läätsekujulised galaktikad Läätsekujulised galaktikad on ketasgalaktikad (nagu spiraalgalaktikad), mis on oma tähtedevahelise aine kulutanud või kaotanud (nagu elliptilised galaktikad). Juhtudel, kui galaktika on vaatleja poolega, on läätsekujulise galaktika spiraalõlgede ebaekspressiooni tõttu sageli raske selgelt eristada läätsekujulisi ja elliptilisi galaktikaid. Läätsekujulised galaktikad on ketasgalaktikad (nagu spiraalgalaktikad), mis on oma tähtedevahelise aine kulutanud või kaotanud (nagu elliptilised galaktikad). Juhtudel, kui galaktika on vaatleja poolega, on läätsekujulise galaktika spiraalõlgede ebaekspressiooni tõttu sageli raske selgelt eristada läätsekujulisi ja elliptilisi galaktikaid. ketasgalaktikad tähtedevaheline aine ketasgalaktika tähtedevaheline aine NGC 5866

Must auk on aegruumi piirkond, mille gravitatsiooniline külgetõmme on nii suur, et isegi valguse kiirusel liikuvad objektid (sealhulgas valguskvandid ise) ei suuda sealt lahkuda. Must auk on aegruumi piirkond, mille gravitatsiooniline külgetõmbejõud on nii suur, et isegi valguse kiirusel liikuvad objektid (sh valguskvandid ise) ei saa sealt lahkuda Aegruumi gravitatsiooniline külgetõmme valguskvantide kiirusel valguse gravitatsiooniline külgetõmme aegruumis valguse kiiruse järgi valguskvandid Selle ala piiri nimetatakse sündmuste horisondiks ja selle iseloomulik suurus on gravitatsiooniraadius. Sfääriliselt sümmeetrilise musta augu kõige lihtsamal juhul on see võrdne Schwarzschildi raadiusega. Küsimus mustade aukude tegelikust olemasolust on tihedalt seotud sellega, kui õige on gravitatsiooniteooria, millest nende olemasolu tuleneb. Kaasaegses füüsikas on standardne gravitatsiooniteooria, mida eksperimentaalselt kõige paremini kinnitatakse, üldrelatiivsusteooria (GR), mis ennustab enesekindlalt mustade aukude tekkevõimalust (kuid nende olemasolu on võimalik ka teiste (mitte kõigi) mudelite raames, vt. : Alternatiivsed gravitatsiooniteooriad). Seetõttu analüüsitakse ja tõlgendatakse vaatlusandmeid ennekõike üldrelatiivsusteooria kontekstis, kuigi rangelt võttes ei leia see teooria eksperimentaalselt kinnitust tingimuste puhul, mis vastavad aegruumi piirkonnale tähe mustade aukude vahetus läheduses. massid (samas on see hästi kinnitatud ülimassiivsetele mustadele aukudele vastavates tingimustes). Seetõttu tuleks väiteid mustade aukude olemasolu otseste tõendite kohta, sealhulgas selles artiklis, rangelt võttes mõista nii tihedate ja massiivsete astronoomiliste objektide olemasolu kinnitamise tähenduses, millel on ka mõned muud vaadeldavad omadused, et nad võib tõlgendada mustade aukude üldrelatiivsusteooriana. Selle ala piiri nimetatakse sündmuste horisondiks ja selle iseloomulikuks suuruseks on gravitatsiooniraadius. Sfääriliselt sümmeetrilise musta augu kõige lihtsamal juhul on see võrdne Schwarzschildi raadiusega. Küsimus mustade aukude tegelikust olemasolust on tihedalt seotud sellega, kui õige on gravitatsiooniteooria, millest nende olemasolu tuleneb. Kaasaegses füüsikas on standardne gravitatsiooniteooria, mida eksperimentaalselt kõige paremini kinnitatakse, üldine relatiivsusteooria (GR), mis ennustab enesekindlalt mustade aukude tekkimise võimalust (kuid nende olemasolu on võimalik teiste (mitte kõigi) mudelid, vt jaotist. : Alternatiivsed gravitatsiooniteooriad). Seetõttu analüüsitakse ja tõlgendatakse vaatlusandmeid ennekõike üldrelatiivsusteooria kontekstis, kuigi rangelt võttes ei leia see teooria eksperimentaalselt kinnitust tingimuste puhul, mis vastavad aegruumi piirkonnale tähe mustade aukude vahetus läheduses. massid (samas on see hästi kinnitatud ülimassiivsetele mustadele aukudele vastavates tingimustes). Seetõttu tuleks väiteid mustade aukude olemasolu otseste tõendite kohta, sealhulgas selles artiklis, rangelt võttes mõista nii tihedate ja massiivsete astronoomiliste objektide olemasolu kinnitamise tähenduses, millel on ka mõned muud vaadeldavad omadused, et nad võib tõlgendada mustade aukudena üldine relatiivsusteooria sündmuste horisont gravitatsiooniraadius Schwarzschildi raadius gravitatsiooniteooria üldine relatiivsusteooria Alternatiivsed gravitatsiooniteooriad sündmuste horisont gravitatsiooniraadius Schwarzschildi raadius gravitatsiooniteooria üldine relatiivsusteooria Alternatiivsed gravitatsiooniteooriad

Magnetar ehk magnetar on ülitugeva magnetväljaga (kuni 1011 T) neutrontäht. Teoreetiliselt ennustati magnetaride olemasolu 1992. aastal ja esimesed tõendid nende tegeliku olemasolu kohta saadi 1998. aastal, kui vaadeldi võimsat gamma- ja röntgenikiirgust SGR-i allikast Kotka tähtkujus. Magnetaaride eluiga on lühike, see on umbes aastaid. Magnetaarid on halvasti mõistetav neutrontähtede tüüp, kuna vähesed on Maale piisavalt lähedal. Magnetaaride läbimõõt on umbes 20 km, kuid suurem osa massidest ületab Päikese massi. Magnetar on nii kokku surutud, et selle aine hernes kaaluks üle 100 miljoni tonni. Enamik teadaolevaid magnetare pöörleb teljel väga kiiresti, vähemalt paar pööret sekundis. Magnetaari elutsükkel on üsna lühike. Nende tugevad magnetväljad kaovad umbes aastate pärast, pärast mida nende aktiivsus ja röntgenikiirgus lakkavad. Ühe oletuse kohaselt võis meie galaktikas kogu selle eksisteerimisperioodi jooksul tekkida kuni 30 miljonit magnetari. Magnetaarid tekivad massiivsetest tähtedest, mille algmass on umbes 40 M. Magnetar ehk magnetar on ülitugeva magnetväljaga (kuni 1011 T) neutrontäht. Teoreetiliselt ennustati magnetaride olemasolu 1992. aastal ja esimesed tõendid nende tegeliku olemasolu kohta saadi 1998. aastal, kui vaadeldi võimsat gamma- ja röntgenikiirgust SGR-i allikast Kotka tähtkujus. Magnetaaride eluiga on lühike, see on umbes aastaid. Magnetaarid on halvasti mõistetav neutrontähtede tüüp, kuna vähesed on Maale piisavalt lähedal. Magnetaaride läbimõõt on umbes 20 km, kuid suurem osa massidest ületab Päikese massi. Magnetar on nii kokku surutud, et selle aine hernes kaaluks üle 100 miljoni tonni. Enamik teadaolevaid magnetare pöörleb teljel väga kiiresti, vähemalt paar pööret sekundis. Magnetaari elutsükkel on üsna lühike. Nende tugevad magnetväljad kaovad umbes aastate pärast, pärast mida nende aktiivsus ja röntgenikiirgus lakkavad. Ühe oletuse kohaselt võis meie galaktikas kogu selle eksisteerimisperioodi jooksul tekkida kuni 30 miljonit magnetari. Magnetarid tekivad massiivsetest tähtedest, mille algmass on umbes 40 M. Neutronitäht magnetväljaga T 1992 1998 gamma röntgenkiirgus SGR Neutrontähtede kotkas Maa Meie galaktikate päike Magnetväljaga neutrontäht T 1992 1998 gamma röntgenikiirgus Maa magnetväljas Tl 1992 1998 gamma-röntgenikiirgus Maal SGR neutronmagnettähed ka nendega kaasnevad magnetvälja kõikumised põhjustavad sageli tohutuid gammakiirguse emissioone, mis registreeriti Maal 1979, 1998 ja 2004. Neutrontähe magnetväli on miljon miljonit korda suurem kui Maa 1979, 1998 ja 2004 magnetväli. Neutrontähe magnetväli on aastatega miljon miljonit korda suurem kui Maa magnetväli
Pulsar on raadio (raadiopulsar), optilise (optilise pulsar), röntgenikiirguse (röntgenipulsar) ja/või gamma- (gamma-pulsar) kiirguse kosmoseallikas, mis saabub Maale perioodiliste puhangute (impulsside) kujul. . Domineeriva astrofüüsikalise mudeli järgi on pulsarid pöörlevad neutrontähed, mille magnetväli on kallutatud pöörlemistelje suunas, mis moduleerib Maale tulevat kiirgust. Esimese pulsari avastas 1967. aasta juunis E. Hewishi magistrant Jocelyn Bell Cambridge'i ülikooli Mallardi raadioastronoomia observatooriumi meridiaanraadioteleskoobis lainepikkusel 3,5 m (85,7 MHz). Selle silmapaistva esituse eest sai Hewish 1974. aasta Nobeli preemia. Selle pulsari tänapäevased nimetused PSR B või PSR J Pulsar on kosmiline raadio (raadiopulsar), optilise (optilise pulsar), röntgenikiirguse (röntgenipulsar) ja/või gamma- (gamma-pulsar) kiirguse allikas. Maa perioodiliste puhangute (impulsside) kujul. Domineeriva astrofüüsikalise mudeli järgi on pulsarid pöörlevad neutrontähed, mille magnetväli on kallutatud pöörlemistelje suunas, mis moduleerib Maale tulevat kiirgust. Esimese pulsari avastas 1967. aasta juunis E. Hewishi magistrant Jocelyn Bell Cambridge'i ülikooli Mallardi raadioastronoomia observatooriumi meridiaanraadioteleskoobis lainepikkusel 3,5 m (85,7 MHz). Selle silmapaistva esituse eest sai Hewish 1974. aasta Nobeli preemia. Selle pulsari tänapäevased nimetused on PSR B või PSR J kosmoseraadio-raadio pulsar optiline pulsar Röntgenikiirgus röntgenpulsar gamma-gamma pulsar Maa perioodilised astrofüüsikaliste neutrontähtede magnetvälja ja pöörlemismodulatsiooni impulsid 1967 Jocelyn Bellaspirant. Hewishi raadioteleskoop Mallardi raadioastronoomia observatooriumis, Cambridge'i ülikool lainepikkusel 1974 Nobeli preemia PSR B kosmoseraadio-raadio pulsaroptiline optiline pulsar röntgen-röntgenipulsar Hewishi raadioteleskoop Mallardi raadioastronoomia observatooriumis, Cambridge'i ülikool, 1974. aasta Nobeli preemia PSR B Vaatlustulemusi hoiti mitu kuud saladuses ja esimene avastatud pulsar sai nimeks LGM-1 (lühend sõnadest Little Green Men). Seda nimetust seostati eeldusega, et need rangelt perioodilised raadiokiirguse impulsid on kunstliku päritoluga. Doppleri sagedusnihet (iseloomulik tähe ümber tiirlevale allikale) aga ei tuvastatud. Lisaks leidis Hewishi rühm veel 3 sarnaste signaalide allikat. Pärast seda kadus hüpotees maavälise tsivilisatsiooni signaalide kohta ja 1968. aasta veebruaris ilmus ajakirjas "Nature" teade kiiresti muutuvate, väga stabiilse sagedusega tundmatu loodusega maaväliste raadioallikate avastamise kohta. Vaatluste tulemusi hoiti mitu kuud saladuses ja esimene avastatud pulsar sai nimeks LGM-1 (lühend sõnadest Little Green Men, little green men). Seda nimetust seostati eeldusega, et need rangelt perioodilised raadiokiirguse impulsid on kunstliku päritoluga. Doppleri sagedusnihet (iseloomulik tähe ümber tiirlevale allikale) aga ei tuvastatud. Lisaks leidis Hewishi rühm veel 3 sarnaste signaalide allikat. Pärast seda kadus hüpotees maavälise tsivilisatsiooni signaalide kohta ja 1968. aasta veebruaris ilmus ajakirjas "Nature" teade kiiresti muutuvate, väga stabiilse sagedusega tundmatu loodusega maaväliste raadioallikate avastamisest. Kuni 1968. aasta lõpuni avastasid erinevad maailma vaatluskeskused veel 58 objekti, mida nimetatakse pulsariteks, neile pühendatud publikatsioonide arv ulatus esimestel aastatel pärast nende avastamist mitmesajani. Astrofüüsikud jõudsid peagi üldisele arvamusele, et pulsar või õigemini raadiopulsar on neutrontäht. See kiirgab kitsalt suunatud raadiokiirguse vooge ning neutrontähe pöörlemise tulemusena satub voog korrapäraste ajavahemike järel välise vaatleja vaatevälja, mistõttu tekivad pulsarimpulsid. Sõnum tekitas teadusliku sensatsiooni. Kuni 1968. aasta lõpuni avastasid erinevad maailma vaatluskeskused veel 58 objekti, mida nimetatakse pulsariteks, neile pühendatud publikatsioonide arv ulatus esimestel aastatel pärast nende avastamist mitmesajani. Astrofüüsikud jõudsid peagi üldisele arvamusele, et pulsar või õigemini raadiopulsar on neutrontäht. See kiirgab kitsalt suunatud raadioemissiooni vooge ning neutrontähe pöörlemise tulemusena satub voog kindlate ajavahemike järel välise vaatleja vaatevälja, nii tekivad pulsarimpulsid. Lähimad neist asuvad Päikesest umbes 0,12 kpc (umbes 390 valgusaasta) kaugusel. 2008. aastal on teada juba umbes 1790 raadiopulsari (ATNF kataloogi järgi). Lähimad neist asuvad Päikesest umbes 0,12 kpc (umbes 390 valgusaasta) kaugusel Päikese valgusaastad ATNFkpc Päikese valgusaastad ATNFkpc Päikese valgusaastad Mõnevõrra hiljem ilmuvad perioodilise röntgenkiirguse allikad, mida nimetatakse röntgenkiirguseks. pulsarid, avastati. Nagu raadio, on ka röntgenpulsarid tugevalt magnetiseeritud neutrontähed. Erinevalt raadiopulsaridest, mis tarbivad kiirguseks oma pöörlemisenergiat, kiirgavad röntgenpulsarid naabertähe aine akretsiooni tõttu, mis on täitnud oma Roche'i sagara ja muutub pulsari mõjul järk-järgult valgeks kääbuseks. Selle tulemusena kasvab pulsari mass aeglaselt, selle inertsimoment ja pöörlemissagedus suurenevad, raadiopulsarid, vastupidi, aeglustuvad aja jooksul. Tavaline pulsar teeb pöörde ajaga mõnest sekundist mõne kümnendiku sekundini, röntgenpulsar aga sadu pöördeid sekundis. Mõnevõrra hiljem avastati perioodilise röntgenkiirguse allikad, mida nimetatakse röntgenpulsariteks. Nagu raadio, on ka röntgenpulsarid tugevalt magnetiseeritud neutrontähed. Erinevalt raadiopulsaridest, mis tarbivad kiirguseks oma pöörlemisenergiat, kiirgavad röntgenpulsarid naabertähe aine akretsiooni tõttu, mis on täitnud oma Roche'i sagara ja muutub pulsari mõjul järk-järgult valgeks kääbuseks. Selle tulemusena kasvab pulsari mass aeglaselt, selle inertsimoment ja pöörlemissagedus suurenevad, raadiopulsarid, vastupidi, aeglustuvad aja jooksul. Tavaline pulsar teeb pöörde ajaga mõnest sekundist mõne kümnendiku sekundini, röntgenpulsar aga sadu pöördeid sekundis. Röntgenipulsarid

Üksikute slaidide esitluse kirjeldus:

1 slaid

Slaidi kirjeldus:

2 slaidi

Slaidi kirjeldus:

Sissejuhatus Linnutee galaktika, mida nimetatakse ka lihtsalt galaktikaks (suure tähega), on hiiglaslik tähesüsteem, milles asub muuhulgas meie Päike, kõik palja silmaga nähtavad üksikud tähed, aga ka tohutu hulk. tähtedest, mis ühinevad ja mida vaadeldakse piimateede kujul. Meie galaktika on üks paljudest teistest galaktikatest. Linnutee on Hubble'i tüüpi SBbc barred spiraalgalaktika ning koos Andromeeda galaktikaga M31 ja galaktikaga Triangulum (M33) ning mitme väiksema satelliitgalaktikaga moodustavad kohaliku rühma, mis omakorda on osa galaktikast. Neitsi superparv.

3 slaidi

Slaidi kirjeldus:

Linnutee (tõlkes ladinakeelsest nimest Via Lactea, kreeka sõnast Galaxia (gala, galactos tähendab "piim")) on ähmaselt helendav hajus valkjas riba, mis läbib tähistaevast peaaegu suure ringina, mille põhjapoolus. asub Coma Veronica tähtkujus; koosneb tohutust hulgast tuhmidest tähtedest, mis ei ole eraldi silmaga nähtavad, kuid on eraldi eristatavad läbi teleskoobi või piisava eraldusvõimega tehtud fotodel.

4 slaidi

Slaidi kirjeldus:

Linnutee nähtav pilt tuleneb vaatenurgast, kui vaatleja, kes on selle parve sümmeetriatasandi lähedal, vaatleb seestpoolt meie galaktikas tohutut, väga lamedat tähtede parve. Linnutee on ka meie galaktika traditsiooniline nimi. Linnutee heledus on erinevates kohtades ebaühtlane. Umbes 5–30 ° laiune Linnutee riba on näiliselt hägune, mis on tingitud esiteks tähepilvede olemasolust või kondenseerumisest galaktikas ja teiseks valgust neelavate tolmuste tumedate udukogude ebaühtlasest jaotumisest. moodustavad alad, kus tähtede neelamise tõttu on nende valguse puudujääk. Põhjapoolkeral läbib Linnutee Kotka, Noole, Kukeseene, Cygnuse, Cepheuse, Cassiopeia, Perseuse, Auriga, Sõnni ja Kaksikute tähtkuju. Lõunapoolkerale lahkudes jäädvustab ta ükssarviku, kaka, purjede, lõunaristi, kompassi, lõunakolmnurga, skorpioni ja amburi tähtkujud. Linnutee on eriti ere Amburi tähtkujus, kus asub meie tähesüsteemi keskpunkt, milles arvatakse olevat ülimassiivne must auk. Amburi tähtkuju ei tõuse põhjapoolsetel laiuskraadidel kõrgele horisondi kohale. Seetõttu pole siinkandis Linnutee nii märgatav kui näiteks Cygnuse tähtkujus, mis sügiseti õhtuti väga kõrgele horisondi kohale kerkib. Linnutee keskmine joon on galaktiline ekvaator.

5 slaidi

Slaidi kirjeldus:

Mütoloogia Linnutee päritolu kohta liigub palju legende. Erilist tähelepanu väärivad kaks sarnast Vana-Kreeka müüti, mis paljastavad sõna Galaxias (Γαλαξίας) etümoloogia ja seose piimaga (γάλα). Üks legende räägib üle taeva levivast jumalanna Hera emapiimast, kes imetas Heraklest. Kui Hera sai teada, et laps, keda ta imetab, pole tema enda laps, vaid Zeusi vallaspoeg ja maise naise, tõukas ta mehe eemale ja mahavoolanud piimast sai Linnutee. Teine legend räägib, et mahavalgunud piim on Kronose naise Rhea piim ja Zeus ise oli laps. Kronos neelas oma lapsed, kuna talle ennustati, et tema enda poeg kukutab ta Pantheoni tipust. Rhea mõtles välja plaani oma kuuenda poja, vastsündinud Zeusi päästmiseks. Ta mähkis kivi beebiriietesse ja libistas selle Kronose poole. Kronos palus tal poega veel korra toita, enne kui ta ta alla neelas. Rhea rinnast paljale kivile valgunud piima nimetati hiljem Linnuteeks.

6 slaidi

Slaidi kirjeldus:

Galaktika struktuur Meie galaktika läbimõõt on umbes 30 tuhat parsekit ja sisaldab umbes 100 miljardit tähte. Enamik tähti paikneb lameda ketta kujul. Galaktika massiks hinnatakse 5,8 × 1011 päikesemassi ehk 1,15 × 1042 kg. Suurem osa Galaktika massist ei sisaldu mitte tähtedes ja tähtedevahelises gaasis, vaid tumeaine mittehelendavas halos. Linnutee on kumera kujuga – nagu alustass või äärega müts. Veelgi enam, galaktika mitte ainult ei paindu, vaid vibreerib nagu kuulmekile.

7 slaidi

Slaidi kirjeldus:

Satelliidid California ülikooli teadlased, uurides vesiniku arvukust moonutatud piirkondades, leidsid, et need deformatsioonid on tihedalt seotud kahe Linnutee satelliitgalaktika – Suure ja Väikese Magellani pilve – orbiitide asukohaga, mis regulaarselt läbivad. ümbritsev tumeaine. Linnuteele on veel vähem lähedal ka teisi galaktikaid, kuid nende roll (Linnutee neelduvad satelliidid või kehad) on ebaselge.

8 slaidi

Slaidi kirjeldus:

Suur Magellaani pilv Uurimislugu Nimetus LMC, BMO Vaatlusandmed Tüüp SBm Parem tõus 05h 23m 34s Deklinatsioon −69 ° 45 ′ 22 ″; Punane nihe 0,00093 Kaugus 168000 sv. aastat Näiv suurusjärk 0,9 Näivad mõõtmed 10,75 ° × 9,17 ° Doradoba tähtkuju Füüsilised omadused Raadius 10 000 sv. aastat Omadused Linnutee eredaim satelliit

9 slaidi

Slaidi kirjeldus:

Suur Magellani pilv (LMC) on SBm-tüüpi kääbusgalaktika, mis asub meie galaktikast umbes 50 kiloparseki kaugusel. See asub lõunapoolkeral taevas Dorada ja Table Mountaini tähtkujudes ega ole kunagi Vene Föderatsiooni territooriumilt nähtav. LMC on umbes 20 korda väiksema läbimõõduga kui Linnuteel ja sisaldab ligikaudu 5 miljardit tähte (ainult 1/20 meie galaktika arvust), samas kui Väike Magellani Pilv sisaldab vaid 1,5 miljardit tähte. 1987. aastal plahvatas Suures Magellani pilves supernoova SN 1987A. See on meile lähim supernoova pärast SN 1604. LMC on koduks tuntud aktiivse tähetekke keskusele – Tarantula udukogule.

10 slaidi

Slaidi kirjeldus:

Väikese Magellani pilve uurimise ajalugu Avastaja Fernand Magellan Avastamise kuupäev 1521 Nimetused NGC 292, ESO 29-21, A 0051-73, IRAS00510-7306, MMO, SMC, PGC 3085 Vaatlusandmed Tüüp SBm Parem tõus 520703h 5207088 ′ 00 ″ Kaugus 200 000 sv. aastat (61 000 parseki) Nähtav tähesuurus 2,2 Fotograafiline tähesuurus 2,8 Nähtavad mõõtmed 5 ° × 3 ° Pinna heledus 14,1 Nurgaasend 45 ° Tähtkuju Tukaan Füüsikalised omadused Raadius 7000 sv. aastat Absoluutsuurus −16,2 Omadused Linnutee satelliit

11 slaidi

Slaidi kirjeldus:

Käed Galaxy kuulub spiraalgalaktikate klassi, mis tähendab, et Galaxyl on spiraalharud, mis asuvad ketta tasapinnal. Ketas on sukeldatud sfäärilisse halosse ja selle ümber paikneb sfääriline kroon. Päikesesüsteem asub galaktika keskmest 8,5 tuhande parseki kaugusel, galaktika tasandi lähedal (nihe galaktika põhjapoolusele on vaid 10 parseki), käe siseserval, mida nimetatakse Orioniks. arm. Selline meie paigutus ei võimalda varrukate kuju visuaalselt jälgida.

12 slaidi

Slaidi kirjeldus:

13 slaidi

Slaidi kirjeldus:

Ketta südamik on sukeldatud sfäärilisse halosse ja selle ümber paikneb sfääriline kroon. Galaktika keskel on paksenemine, mida nimetatakse kühmuks ja mille läbimõõt on umbes 8 tuhat parsekit. Galaktika keskmes on väike ebatavaliste omadustega piirkond, kus suure tõenäosusega asub ülimassiivne must auk. Galaktika tuuma kese projitseeritakse Amburi tähtkujule (α = 265 °, δ = -29 °). Kaugus Galaktika keskpunktist 8,5 kiloparsekit (2,62 · 1022 cm ehk 27 700 valgusaastat).

14 slaidi

Slaidi kirjeldus:

Galaktika keskus on suhteliselt väike ala meie Galaktika keskmes, mille raadius on umbes 1000 parsekit ja mille omadused erinevad järsult teiste selle osade omadest. Piltlikult öeldes on galaktika keskus kosmose "laboratoorium", milles alles toimuvad tähtede tekkeprotsessid ja milles paikneb tuum, mis kunagi põhjustas meie tähesüsteemi kondenseerumise. Galaktika keskus asub Päikesesüsteemist 10 kpc kaugusel Amburi tähtkuju suunas. Galaktika tasapinnale on koondunud suur hulk tähtedevahelist tolmu, mille tõttu galaktika keskpunktist tulev valgus nõrgeneb 30 magnituudi võrra ehk 1012 korda. Seetõttu on keskpunkt optilises vahemikus nähtamatu – palja silmaga ja optiliste teleskoopidega. Galaktikakeskust vaadeldakse nii raadio-, kui ka infrapuna-, röntgeni- ja gammakiirguse levialas. 400x900 valgusaasta suurune pilt, mis koosneb mitmest Chandra teleskoobi fotost, millel on miljonite kraadideni kuumutatud gaasipilvedes sadu valgeid kääbusi, neutrontähti ja musti auke. Pildi keskel asuva ereda laigu sees on galaktika keskpunkti ülimassiivne must auk (raadioallikas Sagittarius A *). Pildil olevad värvid vastavad röntgenikiirguse energiavahemikele: punane (madal), roheline (keskmine) ja sinine (kõrge).

15 slaidi

Slaidi kirjeldus:

Galaktika keskuse koostis Galaktika keskuse suurim tunnus on seal pöördeellipsoidina paiknev täheparv (tähe mõhk), mille põhipooltelg asub Galaktika tasapinnal ja väike pooltelg - oma teljel. Pooltelje suhe on ligikaudu 0,4. Tähtede tiirlemiskiirus umbes kiloparseki kaugusel on umbes 270 km / s ja tiirlemisperiood umbes 24 miljonit aastat. Selle põhjal selgub, et keskparve mass on ligikaudu 10 miljardit päikesemassi. Parvetähtede kontsentratsioon suureneb järsult keskpunkti suunas. Tähtede tihedus varieerub ligikaudu proportsionaalselt R-1,8-ga (R on kaugus tsentrist). Umbes kiloparseki kaugusel on see mitu päikesemassi kuupparsekis, keskel - üle 300 tuhande päikesemassi kuupparsekis (võrdluseks, Päikese läheduses on tähetihedus umbes 0,07 päikesemassi kuupparseki kohta). Spiraalsed gaasiharud ulatuvad klastrist välja, ulatudes 3–4,5 tuhande parseki kaugusele. Käed pöörlevad ümber galaktika keskme ja liiguvad samal ajal külgedele radiaalkiirusega umbes 50 km / s. Liikumise kineetiline energia on 1055 erg. Parve seest avastati umbes 700 parseki raadiusega gaasiline ketas, mille mass on umbes sada miljonit päikesemassi. Tähtede tekke keskne piirkond asub ketta sees.

16 slaidi

Slaidi kirjeldus:

Kujutis, mis koosneb tosinast Chandra teleskoobi fotost, mis katab 130 valgusaasta läbimõõduga ala

17 slaidi

Slaidi kirjeldus:

Keskele lähemal on molekulaarse vesiniku pöörlev ja laienev ring, mille mass on umbes sada tuhat päikesemassi ja raadius umbes 150 parseki. Rõnga pöörlemiskiirus on 50 km / s ja paisumiskiirus on 140 km / s. Pöörlemistasand on Galaktika tasapinna suhtes 10 kraadi kallutatud. Suure tõenäosusega seletatakse galaktika keskme radiaalseid liikumisi seal umbes 12 miljonit aastat tagasi toimunud plahvatusega. Gaasi jaotus ringis on ebaühtlane, moodustades tohutuid gaasi- ja tolmupilvi. Suurim pilv on kompleks Sagittarius B2, mis asub keskusest 120 pc kaugusel. Kompleksi läbimõõt on 30 parsekit ja mass umbes 3 miljonit päikesemassi. Kompleks on galaktika suurim tähtede moodustamise piirkond. Nendes pilvedes leidub igasuguseid kosmoses leiduvaid molekulaarseid ühendeid. Keskele veelgi lähemal on keskne tolmupilv, mille raadius on umbes 15 parseki. Selles pilves jälgitakse perioodiliselt kiirguspurskeid, mille olemus on teadmata, kuid mis viitavad seal toimuvatele aktiivsetele protsessidele. Peaaegu kesklinnas on kompaktne mittetermilise kiirguse allikas Ambur A *, mille raadius on 0,0001 parsekit ja heledustemperatuur on umbes 10 miljonit kraadi. Sellest allikast lähtuv raadiokiirgus näib olevat sünkrotronse iseloomuga. Mõnikord täheldatakse kiireid muutusi kiirgusvoos. Muid kiirgusallikaid pole kusagil mujal Galaktikas leitud, küll aga leidub sarnaseid allikaid teiste galaktikate tuumades.

18 slaidi

Slaidi kirjeldus:

Galaktikate evolutsioonimudelite seisukohalt on nende tuumad nende kondenseerumise ja tähtede esialgse moodustumise keskused. Seal peaksid olema vanimad tähed. Ilmselt asub päris galaktika tuuma keskel supermassiivne must auk, mille mass on umbes 3,7 miljonit päikesemassi, mida näitab lähedalasuvate tähtede orbiitide uurimine. Sagittarius A * allika kiirgus on põhjustatud gaasi akretsioonist musta auku, kiirgava piirkonna (akretsiooniketas, joad) raadius ei ole suurem kui 45 AU. Linnutee galaktiline keskus infrapunapiirkonnas.

19 slaidi

Slaidi kirjeldus:

Linnutee kui taevanähtus Linnuteed vaadeldakse taevas nõrgalt helendava hajuva valkja triibuna, mis kulgeb ligikaudu mööda taevasfääri suurt ringi. Põhjapoolkeral läbib Linnutee Kotka, Noole, Kukeseene, Cygnus'e, Cepheuse, Cassiopeia, Perseuse, Auriga, Tauruse ja Kaksikute tähtkujusid; lõunas - ükssarvik, kaka, purjed, lõunarist, kompass, lõunakolmnurk, skorpion ja Ambur. Galaktika keskus asub Amburis.

20 slaidi

Slaidi kirjeldus:

Galaktika avastamise ajalugu Enamik taevakehadest on ühendatud erinevateks pöörlevateks süsteemideks. Niisiis, Kuu tiirleb ümber Maa, hiiglaslike planeetide satelliidid moodustavad oma kehaderikkaid süsteeme. Kõrgemal tasemel tiirlevad Maa ja ülejäänud planeedid ümber Päikese. Küsimus on selles, kas Päike pole ka mõnes veelgi suuremas süsteemis kaasatud? Esimene süstemaatiline uurimine selles küsimuses viidi läbi 18. sajandil. Inglise astronoom William Herschel. Ta luges kokku tähtede arvu erinevates taevapiirkondades ja leidis, et taevas on suur ring, mida hiljem hakati nimetama galaktiliseks ekvaatoriks, mis jagab taeva kaheks võrdseks osaks ja millel on tähtede arv kõige suurem. Lisaks, mida rohkem on tähti, seda lähemal on taevas sellele ringile. Lõpuks avastati, et sellel ringil asus Linnutee. Tänu sellele arvas Herschel, et kõik meie vaadeldavad tähed moodustavad hiiglasliku tähesüsteemi, mis on galaktilise ekvaatori poole lamenenud. Ja ometi jäi Galaktika olemasolu küsitavaks seni, kuni avastati väljaspool meie tähesüsteemi objekte, eelkõige teisi galaktikaid.

21 slaidi

Slaidi kirjeldus:

William Herschel (Friedrich Wilhelm Herschel, ing. William Herschel; 15. november 1738 Hannover – 25. august 1822, Slough Londoni lähedal) – saksa päritolu inglise astronoom. Üks vaese muusiku Isaac Herscheli kümnest lapsest. Ta astus sõjaväeorkestrisse (oboemängijana) ja 1755. aastal saadeti rügemendi koosseisus Hannoverist Inglismaale. 1757. aastal lahkus ta sõjaväeteenistusest muusikat õppima. Ta töötas organisti ja muusikaõpetajana Halifaxis, seejärel kolis kuurortlinna Bathi, kus temast sai avalike kontsertide juht. Huvi muusikateooria vastu viis Herscheli matemaatika, matemaatiku optika ja lõpuks optika astronoomia juurde. 1773. aastal, kuna tal puudusid rahalised vahendid suure teleskoobi ostmiseks, hakkas ta ise peegleid poleerima ja teleskoope konstrueerima ning hiljem ise valmistas optilisi instrumente nii enda vaatlusteks kui ka müügiks. Herscheli esimene ja kõige olulisem avastus – planeet Uraan – leidis aset 13. märtsil 1781. Herschel pühendas selle avastuse kuningas George III-le ja nimetas tema auks Georgium Siduseks (nime ei kasutatud kunagi); George III, kes ise oli astronoomia fänn ja hannoverlaste patroon, ülendas Herscheli kuningliku astronoomi auastmeks ja andis talle raha eraldi observatooriumi ehitamiseks.

22 slaidi

Slaidi kirjeldus:

Tänu mõningatele tehnilistele täiustustele ja peeglite läbimõõdu suurendamisele suutis Herschel 1789. aastal valmistada oma aja suurima teleskoobi (peamine fookuskaugus 12 meetrit, peegli läbimõõt 49½ tolli (126 cm)); selle teleskoobiga töötamise esimesel kuul avastas Herschel Saturni, Mimase ja Enceladuse kuud. Lisaks avastas Herschel ka Uraan Titania ja Oberoni kuud. Oma töödes planeetide satelliitide kohta kasutas Herschel esimesena terminit "asteroid" (kasutades seda nende satelliitide iseloomustamiseks, sest Herscheli teleskoopidega vaadeldes nägid suured planeedid välja nagu kettad ja nende satelliidid nagu punktid, nagu tähed). 40 jala pikkune Herscheli teleskoop

23 slaidi

Slaidi kirjeldus:

Peamised Herscheli tööd on aga seotud täheastronoomiaga. Tähtede õige liikumise uurimine viis ta Päikesesüsteemi translatsioonilise liikumise avastamiseni. Samuti arvutas ta välja mõttelise punkti – Päikese tipu – koordinaadid, mille suunas see liikumine toimub. Parallaksite määramiseks tehtud kaksiktähtede vaatluste põhjal tegi Herschel uuendusliku järelduse tähesüsteemide olemasolu kohta (varem eeldati, et kaksiktähed paiknevad taevas ainult juhuslikult nii, et nad on vaatlemisel läheduses). Herschel jälgis ka palju udukogusid ja komeete, koostades ka üksikasjalikke kirjeldusi ja katalooge (nende süstematiseerimise ja avaldamiseks ettevalmistamise viis läbi Caroline Herschel). On uudishimulik, et väljaspool astronoomiat ja sellele kõige lähemaid füüsikavaldkondi olid Herscheli teaduslikud seisukohad väga veidrad. Näiteks uskus ta, et kõik planeedid on asustatud, et Päikese kuuma atmosfääri all on tihe pilvede kiht ja allpool tahke planeedi tüüpi pind jne. Kuul, Marsil ja Mimasel olevad kraatrid on nime saanud. pärast Herscheli, samuti mitmeid uusi astronoomilisi projekte.

24 slaidi

Slaidi kirjeldus:

Evolutsioon ja galaktika tulevik Galaktikate tekkelugu pole veel päris selge. Algselt oli Linnuteel palju rohkem tähtedevahelist ainet (peamiselt vesiniku ja heeliumi kujul) kui praegu, mida on kulutatud ja kulutatakse jätkuvalt tähtede tekkele. Pole põhjust arvata, et see suundumus muutub nii, et miljardite aastate jooksul tuleks oodata loodusliku tähtede tekke edasist lagunemist. Praegu moodustuvad tähed peamiselt kätes. Võimalikud on ka Linnutee kokkupõrked teiste galaktikatega, sh. nii suure galaktikaga nagu Andromeeda on aga konkreetsed ennustused siiski võimatud, kuna ekstragalaktiliste objektide põikkiirust ei teata. Igal juhul ei suuda ükski Galaktika evolutsiooni teaduslik mudel kirjeldada kõiki intelligentse elu arengu võimalikke tagajärgi ja seetõttu ei tundu Galaktika saatus etteaimatav.

25 slaidi

Slaidi kirjeldus:

Andromeeda galaktika Andromeeda galaktika ehk Andromeeda udukogu (M31, NGC 224) on Sb spiraalgalaktika. Linnuteele kõige lähemal asuv teine ​​ülihiiglane galaktika asub Andromeeda tähtkujus ja on meist viimastel andmetel 772 kiloparseki (2,52 miljoni valgusaasta) kaugusel. Galaktika tasapind on meie poole kallutatud 15 ° nurga all, selle näiv suurus on 3,2 ° ja näiv suurus + 3,4 m. Andromeeda galaktika mass on Linnuteest 1,5 korda suurem ja see on kohaliku rühma suurim: praegu saadaolevate andmete kohaselt sisaldab Andromeeda galaktika (udukogu) umbes triljonit tähte. Sellel on mitu kääbussatelliiti: M32, M110, NGC 185, NGC 147 ja võib-olla ka teised. Selle pikkus on 260 000 valgusaastat, mis on 2,6 korda pikem kui Linnutee. Öises taevas on palja silmaga näha Andromeeda galaktikat. Pindalalt on see Maalt vaatleja jaoks võrdne seitsme täiskuuga.

26 slaidi

Slaidi kirjeldus:

27 slaidi

Slaidi kirjeldus:

Linnutee galaktika ja Andromeeda galaktika kokkupõrge Linnutee galaktika ja Andromeeda udukogu kokkupõrge on kohaliku rühma kahe suurima galaktika, Linnutee ja Andromeeda galaktika (M31) väidetav kokkupõrge umbes viie miljardi aasta jooksul. Seda kasutatakse sageli seda tüüpi nähtuste näitena kokkupõrke simulatsioonis. Nagu kõigi selliste kokkupõrgete puhul, on ebatõenäoline, et sellised objektid nagu igas galaktikas olevad tähed tegelikult kokku põrkaksid, kuna galaktikates on aine madal kontsentratsioon ja objektide äärmuslik kaugus üksteisest. Näiteks Päikesele lähim täht (Proxima Centauri) asub Maast ligi kolmekümne miljoni Päikese läbimõõdu kaugusel (kui Päike oleks 1-tollise läbimõõduga mündi suurune, oleks lähim münt/täht 765 kilomeetri kaugusel). Kui teooria peab paika, siis on Andromeeda galaktika tähed ja gaas palja silmaga nähtavad umbes kolme miljardi aasta pärast. Kokkupõrke korral ühinevad galaktikad tõenäoliselt üheks suureks galaktikaks.

Slaidi kirjeldus:

Hetkel pole täpselt teada, kas kokkupõrge toimub või mitte. Andromeeda galaktika radiaalkiirust Linnutee suhtes saab mõõta galaktika tähtedest lähtuvate spektrijoonte Doppleri nihet uurides, kuid ristsuunalist kiirust (ehk "õiget liikumist") ei saa otseselt mõõta. Seega on teada, et Andromeeda galaktika läheneb Linnuteele kiirusega umbes 120 km/s, kuid kas toimub kokkupõrge või galaktikad lihtsalt hajuvad, seda pole veel võimalik välja selgitada. Hetkel näitavad ristkiiruse parimad kaudsed mõõtmised, et see ei ületa 100 km/s. See viitab sellele, et vähemalt kahe galaktika tumeaine halod põrkuvad, isegi kui kettad ise kokku ei põrka. Gaia kosmoseteleskoop, mille Euroopa Kosmoseagentuur kavatseb käivitada 2011. aastal, mõõdab tähtede asukohti Andromeeda galaktikas piisava täpsusega, et määrata ristsuunaline kiirus. Frank Summers kosmoseteleskoobi teadusinstituudist on loonud eelseisvast sündmusest arvutipildi, mis põhineb Case Western Reserve'i ülikooli professori Chris Migose ja Harvardi ülikooli Lars Hernqvisti uuringutel. Sellised kokkupõrked on suhteliselt tavalised – näiteks Andromeeda on minevikus põrganud kokku vähemalt ühe kääbusgalaktikaga, nagu meie oma. Samuti on võimalik, et meie päikesesüsteem paiskub kokkupõrke käigus uuest galaktikast välja. Sellisel sündmusel ei ole meie süsteemile negatiivseid tagajärgi (eriti pärast seda, kui Päike muutub 5-6 miljardi aasta pärast punaseks hiiglaseks). Päikesele või planeetidele avaldatava mõju tõenäosus on väike. Äsja moodustunud galaktikale on pakutud erinevaid nimesid, näiteks Milkomeda.

33 slaidi

Slaidi kirjeldus:

Kirjandus http://ru.wikipedia.org Yu. N. Efremov. Linnutee. Sari "Teadus täna. Füüsiline entsüklopeedia, väljaandja A. M. Prokhorov, kunst." Galaktikakeskus. T. A. Agekyan, "Tähed, galaktikad, metagalaktika". Chandra röntgeni vaatluskeskus: http: //chandra.harvard .edu / http:/ /news.cosmoport.com/2006/11/21/3.htm