E — SO — Sa — Sb — Sc

Лабораторная работа № 9
ЗВЕЗДНЫЕ СИСТЕМЫ
Цель работы: ознакомление с некоторыми методами изучения галактик.
Пособия: фотографические стандарты различных типов галактик, фотографии галактик, копии фотографий спектров галактик, карты звездного
неба, измерительная линейка.
Теоретическая часть
Классификация галактик. В настоящее время общепринятой классификацией галактик является классификация Хаббла. В этой классификации галактики делятся на эллиптические (класс Е), спиральные (класс S) и
неправильные (класс Ir). Каждый класс галактик содержит несколько подклассов или типов (рис.9.1).
Нормальные
Sb
Эллиптические
S0
Е0
Е3
Е7
Sa
Спирали
Sc
Неправильные
SBa
Пересеченные
Ir
SBb
SBc
Рис.9.1. Классификация галактик
Эллиптические галактики (Е) составляют около 1/4 от числа наблюдаемых объектов. Они имеют на фотографиях форму эллипсов (в пространстве – эллипсоидов) без резких границ. Яркость плавно увеличивается от
периферии к центру. Внутренняя структура отсутствует. Эта группа подразделяется на 8 типов от Е0 до Е7 в зависимости от величины видимого
сжатия галактики ε:
  10 
a b
b
(9.1)
где a и b – ее большая и малая полуоси.
Спиральные галактики (S) — самый распространенный тип (их больше половины). Спиральные галактики состоят из ядра и нескольких спи-
ральных рукавов или ветвей. У обычных спиральных галактик (S) эти ветви отходят непосредственно от ядра. У пересеченных спиральных галактик
(они обозначаются SB) ядро пересекается по диаметру поперечной полосой — перемычкой (баром). От концов этой перемычки и начинаются спиральные ветви. В зависимости от степени развития рукавов спиральные галактики S (и SB) подразделяются на подклассы Sa, Sb, Sc (и соответственно SВa, SВb, SВc). У галактик типа Sa основной составной частью является
ядро, тогда как спирали выражены слабо. У галактик типа Sb спирали развиты уже в большей степени, а у типа Sc почти все вещество сосредоточено в спиральных рукавах, тогда как ядро очень маленькое.
Промежуточным между эллиптическими и спиральными галактиками
является тип линзообразных галактик (SO). Как и галактики типа Е они не
имеют определенной структуры, однако яркость от центра к краю у них
изменяется скачками. У таких галактик различают ядро, сильно сплюснутое сгущение — линзу и слабый, иногда кольцеобразный ореол.
К неправильным галактикам (Ir) относятся те, у которых отсутствует
четко выраженное ядро и не обнаружена вращательная симметрия.
Сопоставляя фотографии изучаемых галактик с фотографиями их характерных представителей, по которым создана классификация, нетрудно
определить типы галактик.
Определение расстояний до галактик. В настоящее время разработано более десяти методов определения расстояний до галактик. Наиболее
надежные следующие:
Метод цефеид. Так как цефеиды гиганты и сверхгиганты, то они видны на больших расстояниях, и их можно обнаружить в ближайших звездных системах. Определяя расстояние до цефеиды (см. работу № 8), тем самым определяют расстояние до галактики, в которой находится цефеида.
Метод объектов известной светимости. На протяжении года в
каждой галактике можно зарегистрировать несколько вспышек новых
звезд. В ходе исследований этих звезд была выявлена зависимость светимости в максимуме звезд от скорости спада блеска после максимума. Зная
видимую звездную величину в максимуме блеска mmax, по скорости спада
оценив абсолютную звездную величину Мmax можно определить расстояние до галактики, в которой вспыхнула новая звезда. Этот метод считается
одним из наиболее надежных.
Также можно определить расстояние по сверхновым звездам, в максимуме блеска их абсолютная звездная величина около –20m, и по шаровым звездным скоплениям, у ярчайших из них абсолютная звездная величина достигает –9m.
Красное смещение. В спектрах далеких галактик линии смещены в
сторону красного конца спектра (красное смещение). Используя длины
волн спектра сравнения, можно построить дисперсионную кривую (см. ра-
боту № 2), по которой определить длину волны λ смещенных линий в
спектре галактики и, зная лабораторную длину волны λ0 тех же линий,
найти их смещение ∆λ = λ –λ0, а затем и лучевую скорость удаления галактики
vr  c 

0
,
(9.2)
где c = 3∙105 км/с – скорость света. По закону Хаббла
vr  Hr
(9.3)
вычисляется расстояние r до галактики. В настоящее время принято считать постоянную Хаббла H = 75 км/(с∙Мпк).
Однако при больших скоростях, сопоставимых со скоростью света c,
формула (9.2) становится неточной. Согласно специальной теории относительности лучевая скорость
vr 
( / 0  1)2  1
( / 0  1)  1
2
,
(9.4)
что при больших смещениях линий ∆λ дает несколько иное значение vr, а
следовательно, и r в формуле (9.3).
Физические свойства галактик. Мир галактик чрезвычайно разнообразен. Даже принадлежащие к одному и тому же типу галактики могут
сильно отличаться размерами, массами, светимостью и другими физическими характеристиками.
Определение размеров галактик. Если известно расстояние r до галактики или модуль расстояния (m – M), то по измеренным угловым диаметрам d' можно вычислить ее линейные размеры
d  r sin d 
(9.5)
а так как видимые размеры галактик очень малы и не превышают нескольких десятков минут дуги, то выражая d' в минутах дуги и помня, что 1 радиан = 3438', получим
d r
d
3438
(9.6)
Однако расстояние r, вычисленное по модулю расстояния, будет завышенным, если не учитывать поглощение света в пространстве, которое
может быть найдено по избытку цвета
CE = CI – CI0
(9.7)
где CI = mp – mV – видимый показатель цвета, а CI0 – истинный показатель цвета, определяемый по спектральному классу объекта (см. таблицу в
приложении).
Исправленная за поглощение света видимая звездная величина равна
m0  m    CE
(9.8)
причем для визуальных лучей (при использовании mv) γ = 3,7, а для фотографических лучей (при использовании mp) γ = 4,7. Тогда абсолютная
звездная величина объекта
M  m0  5  5lg r
или
M  m    CE  5  5lg r ,
откуда исправленный за поглощение модуль расстояния
(m  M )0  (m  M )    CE .
lg r  1  0,2(m  M )0 .
(9.9)
(9.10)
Формула (9.10) позволяет найти исправленное за поглощение расстояние r,
которое затем используется в формуле (9.6).
Определение светимости галактик. Зная абсолютную звездную величину M галактики можно вычислить ее светимость L
L  10
0,4( M
M )
(9.11)
Вращение галактик. Вращение галактик устанавливается по смещению спектральных линий в различных частях галактики или по расширению линий в спектре. Исследования показывают, что в центральные области спиральных систем (ядро) вращается как твердое тело, т.е. имеется линейная зависимость скорости вращения от расстояния до цента. Начиная с
некоторого расстояния от центра галактики, линейная и угловая скорости
обращения звезд уменьшаются. Периоды вращения от 50 до 5000 млн. лет.
Скорость движения звезд от 100 до 300 км/с.
В эллиптических галактиках и сферических подсистемах галактик
других типов звезды движутся вокруг центра масс по вытянутым орбитам,
расположенным в разных плоскостях. Звезды и газ в дисках галактик
(плоская подсистема) вращаются вокруг центра в одну сторону по орбитам
близким к круговым.
Массы галактик. Массу галактики можно оценить, если известна линейная скорость вращения звезд в самой внешней части галактики. При
этом считают, что масса галактики сконцентрирована в основном в ее центре. Тогда, приравнивая гравитационное ускорение GM / R2 центростремительному v2 / R , где R – радиус галактики, получим ее массу
Rv 2
.
M 
G
Массу галактики можно определить, используя теорему о вириале.
Для стационарной системы сумма удвоенной кинетической энергии и потенциальной энергии системы равна нулю: 2Ек + Еп = 0. Тогда
M 
Rv 2
,
G
где v – средняя скорость движения звезд в системе.
Цвет, содержание газа и многие другие физические свойства галактик
систематически изменяются вдоль последовательности типов
E — SO — Sa — Sb — Sc — Ir
От галактик E к Ir систематически уменьшается масса M системы,
уменьшается светимость L сфероидальной составляющей, но увеличивается удельная светимость ( L / M ). Увеличивается содержание газа, а цвет
становится более голубым из-за большого количества горячих звезд.
Практическая часть
1. Выберите по номеру вашего варианта соответствующий планшет.
2. Используя карты звездного неба малого звездного атласа по экваториальным координатам звездных систем (см. таблицу 9.1), определите
названия созвездий, в которых находятся звездные системы и по фотогра-
фиям, используя планшеты типов звездных систем, определите тип галактик по классификации Хаббла.
3. Используя масштаб фотографии, определите угловые размеры
звездной системы в двух взаимно перпендикулярных направлениях (максимальное и минимальное): 1) NGC 4486; 2) NGC 5055; 3) NGC 5005; 4)
NGC 4826; 5) NGC 3031; 6) NGC 5194; 7) NGC 5236; 8) NGC 4565.
4. По модулю расстояния, который дан в таблице 9.1 вычислите расстояние (9.10) до звездной системы и по угловым размерам ее линейные
размеры (9.6).
5. Вычислите видимый показатель цвета CI = mp – mv, взяв значения
видимых звездных величин из таблицы 9.1. По спектральному классу системы оцените истинный показатель цвета CI0 (см.таблицу в приложении)
и определите избыток цвета CE (9.7).
6. Вычислите исправленный за поглощение модуль расстояния (9.9)
для фотографических лучей (γ = 4,7). По найденному модулю расстояния
снова вычислите расстояние до звездной системы (9.10) и ее линейные
размеры (9.6).
7. Сравните результаты вычислений, полученные в п.4 и 6, и сделайте
вывод о необходимости учета поглощения света.
8. По модулю расстояния, видимой фотографической звездной величине mp вычислите абсолютную фотографическую звездную величину
звездной системы Mp = mp – (mp – Mp), ее светимость (9.11) в фотографических лучах ( M  4,96 m).
9. Сравните линейные размеры и светимость звездной системы с такими же параметрами нашей галактики «Млечный Путь».
10. Постройте дисперсионную кривую по линиям спектра железа (ваш
вариант). С помощью полученной дисперсионной кривой найдите длины
волн λ линий Н и К ионизованного кальция в спектре галактики (см. работу № 2). Вычислите красное смещение ∆λ = λ – λ0 линий Н (λ0 = 3968 Å) и
К (λ0 = 3934 Å).
11. Определите лучевую скорость (9.2) и расстояние до галактики
(9.3). Вычислите те же величины с учетом релятивистского эффекта (9.4).
Таблица 9.1
№ Номер систе- Экваториальные Видимая
Спектр Модуль
вар. мы
координаты
звездная вели- Sp
расстояния
чина
(тр - Мр)
NGC
M


mv
mр
h
m
0
/
m
1)
4486
87 12 28,3 +12 40 9,2
10,7m
G5
+33,2m
4293
— 12 18,7 +18 40 —
11,7m
—
—
m
1097
—
2 44,3 –30 29 —
10,6
—
—
h
m
/
m
m
2)
5055
63 13 13,5 +42°17 9,5
10, 5
F8
+30,0m
175
—
0 34,9 –20 21 —
12,8m
—
—
m
1156
—
2 56,7 +25 03 —
12, 9
—
—
h
m
0
/
m
m
3)
5005
— 13 08,5 +39 19 9,8
11,3
G0
+32,9m
3672
— 11 22,5 – 9 32 —
11,8m
—
—
/
m
7743
— 23 41,8 +9 39 —
12,8
—
—
h
m
0
/
m
m
4)
4826
64 12 54,3 +21 47 8,0
8, 9
G7
+26,9m
3109
— 10 00,8 –25 55 —
11,2m
—
—
m
1073
—
2 41,2 +1 10
—
12,0
—
—
h
m
0
/
m
m
5)
3031
81
9 51, 5 +69 18 7,9
8,9
G3
+28,2m
5383
— 13 55,0 +42 05 —
12,7m
—
—
m
3810
— 11 38,4 +11 45 —
11,8
—
—
6)
5194
51 13h27,8m +47027/ 8,1m
8,9m
F8
+28,4m
2366
—
7 23,6 +69 08 —
12,6m
—
—
m
2525
—
8 03,3 –11 17 —
12,2
—
—
h
m
0
/
m
m
7)
5236
83 13 34,3 –29 37 7,6
8,0
F0
+28,2m
718
—
1 50,7 +3 57 —
12,7m
—
—
m
3504
— 11 00,5 +28 15 —
11,7
—
—
h
m
0
/
m
m
8)
4565
— 12 33,9 +26 16 10,2
10, 7
G0
+30,3m
3359
— 10 43,4 +63 30 —
12,2m
—
—
m
524
—
1 22,1 +9 16 —
12,0
—
—
Примечание: NGC — «Новый общий каталог туманностей и звездных
скоплений», составленный Дрейером и изданный в 1888 г.; М — «Каталог
туманностей и звездных скоплений», составленный Мессье и изданный в
1771 г.
Отчет о работе № 9
Звездные системы
Цель работы. Ознакомление с некоторыми методами изучения галактик.
Вариант № .
2 – 4.
Номер системы
Созвездие
Тип
системы
d'
r
пк
d
пк
5 – 6.
Номер сиCI С10 СЕ
стемы
CE
(mр - Мр)0
r d
пк пк
7. Вывод.
8 – 9.
Mр
Галактика ...
L
d
кпк
L =1
Галактика «Млечный Путь»
L
d
М
кпк
L =1
10 – 11. Номер звездной системы.
Линии железа
λ, Å
3970
4022
4080
4282
4337
l
мм
Линии железа
λ, Å
4405
4549
4625
4737
4871
l
мм
Линии в
спектре
системы
системы
Н
К
l,
мм

0
Å
Å
  0 По формуле (9.2) По формуле (9.4)
0
vr, км/с r, Мпк vr, км/с r, Мпк
3968
3934
Контрольные вопросы
1. На какие типы делятся галактики по классификации Хаббла?
2. Как различаются по цвету спиральные, эллиптические и неправильные галактики и чем это вызвано?
3. Как можно определить расстояние до галактики и ее размеры?
4. Что такое избыток цвета и как он определяется? Как меняется цвет
галактики из-за поглощения света в пространстве?
5. Как определить массу галактики и ее светимость?
6. Чем вызвано красное смещение спектральных линий в спектре галактик? Закон Хаббла.
7. В каком случае при определении расстояний по красному смещению можно воспользоваться формулой (8.9). Если красное смещение
больше 1, как определить расстояние до галактики?
8. Как меняется масса, светимость, удельная светимость галактик при
переходе от эллиптических систем к неправильным?
9. Как вы определили длины волн линий в спектре галактики?
Библиографический список
1. Бакулин П.И. и др. Курс общей астрономии. М., Наука, 1977. Гл
XIII, §§ 171– 173.
2. Дагаев М.М. и др. Астрономия. М., Просвещение, 1983. Гл. XVI, §§
156 – 160.
3. Кононович Э.В., Мороз В.И. Общий курс астрономии. М., УРСС,
2004. Гл.12, §§ 12.1 – 12.5.