Реферат/сочинение: "Просторовий розподіл галактик"

Просторовий розподiл галактик

РЕФЕРАТ НА ТЕМУ

Галактиками називають велетенськi зорянi системи, кiлькiсть зiр в яких може досягати величини, сумiрної з 10¹³_С = 1. 99·10 г), а величезнi вiдстанi — у свiтлових роках (1 св. рiк = 9. 46·10¹⁵ м), парсеках (1 пк = 3. 26 св. року), кiлопарсеках (1 кпк = 10³⁶⁷ — 10¹³ )M_С яка випромiнює електромагнiтнi хвилi у видимiй дiлянцi спектра. Астрономи припускають, що до галактик входить ще речовина, поки що недоступна для спостережень; вважається, що ця речовина не проявляє нiяких властивостей, крiм гравiтацiйних. Дуже велика зоряна система, до якої входить Сонце з планетами, має назву Галактика. Вона мiстить майже 2·10¹¹ зiр. Дiаметр диска Галактики перевищує 10⁵ св. рокiв, а товщина його становить 10³

Галузь астрономiї, котра вивчає галактики (крiм нашої), називається позагалактичною астрономiєю. Інтенсивне дослiдження галактик розпочалося з 20-х pp. XX ст. Тодi видатний американський астроном Е. Хаббл (1889—1953) остаточно встановив, що спiральна туманнiсть у сузiр'ї Андромеди (Andromeda, And; тут i далi в дужках подано повну латинську назву сузiр'я та прийняте в астрономiї трибуквенне скорочення її) й деякi iншi туманностi спiральної форми мають позагалактичну природу (тобто розмiщенi за межами Галактики) та є велетенськими зоряними системами, схожими на Галактику — галактиками.

бiльше спiральнi рукави) й неправильнi (якi не мають симетрiї форми) галактики. Це так звана морфологiчна класифiкацiя галактик. Згадана вище галактика в сузiр'ї Андромеди (вислiв типу «галактика X розмiщена в сузiр'ї У» означає, що вона проектується на зайняту даним сузiр'ям дiлянку небесної сфери) й наша Галактика належать до спiральних галактик. Проте є багато зоряних систем (тут i далi термiн «зоряна система» є синонiмом до «галактика»), якi не вкладаються в цю класифiкацiю через особливостi форми чи структури. Примiром, трапляються зорянi системи iз формами, перехiдними мiж елiптичним i спiральним типами. Ще один приклад — виявлено досить багато галактик з кiльцями; цi кiльця складаються iз зiр. Перший об'єкт такого типу вiдкрили американськi астрономи на початку 80-х pp. XX ст. у сузiр'ї Кита (Cetus, Cet). Дуже цiкавi форми мають так званi галактики, iцо взаємодiють. У вiдносно близькiй до нас частинi Всесвiту до цього типу належить лише 5—10 % галактик. Проте, як показали сучаснi спостереження, серед дуже вiддалених вiд нас зоряних систем частка галактик, що взаємодiють, становить третину. У кожнiй iз груп галактик названого типу зорянi системи розмiщенi близько одна вiдносно одної. Серед них трапляються галактики, оточенi спiльною оболонкою iз зiр або з'єднанi перемичками. Близька до нас пара галактик, що взаємодiють, — NGC4038 i NGC4039; їх ще називають Антенними галактиками. Вони розмiщенi в сузiр'ї Ворона (Corvus, Crv) на вiдстанi 63 млн св. рокiв вiд нас.

Тепер серед учених поширена думка, що в центрi майже кожної галактики розмiщена дуже масивна чорна дiрка. Згiдно з оцiнками маса кожної iз таких чорних дiрок належить iнтерваловi (10⁶ —10⁹ )М_С . Наприклад, сучаснi спостереження вказують на те, що в центрi Галактики є чорна дiрка, маса якої становить (2. 5-5)·10⁶ M_С , а маса темного об'єкта в центрi галактики, що в сузiр'ї Андромеди, оцiнюється як (3-4) · 10⁷ M_С самi чорнi дiрки, а речовина, що падає в них. Ученi виявили, що чим бiльше матерiї мiстить галактика, тим бiльшу масу має чорна дiрка, котра, як припускають, розмiщена в її центрi. За однiєю з гiпотез про виникнення галактик надмасивнї чорнi дiрки, утворенi в ранньому Всесвiтi, стали ядрами, навколо яких згодом сформувалися галактики.

Групи й скупчення галактик. Мiсцева група галактик

частка вiдомих галактик — одиночнi. Решта ж зоряних систем утворюють подвiйнi та кратнi системи, групи й скупчення. У перелiчених системах галактик вiдстанi мiж сусiднiми об'єктами тiльки в десятки разiв бiльшi вiд їхнiх розмiрiв. Для порiвняння можна вказати, що середнi вiдстанi мiж сусiднiми зорями перевищують їхнi дiаметри в мiльйони разiв. Завдяки силам гравiтацiйного притягання угруповання галактик стiйкi.

Багато великих галактик мають супутникiв. Супутники галактик — це вiдносно невеликi за розмiрами й масою зорянi системи, що обертаються навколо «своїх» великих галактик. Наприклад, наша Галактика має багате сiмейство галактик-супутникiв. Найбiльшi серед них неправильнi галактики, що мають назви Велика Магелланова Хмара й Мала Магелланова Хмара. Перша з них розмiщена в сузiр'ї Золотої Риби (Dorado, Dor), а друга — у сузiр'ї Тукана (Tucana, Tuc). Цi об'єкти названо на честь знаменитого португальського мореплавця Фернана Магеллана (приблизно 1480—1521) — одного з перших європейцiв, якi дослiджували пiвденнi широти Землi. Обидвi цi галактики можна бачити неозброєним оком у Пiвденнiй пiвкулi Землi. їхнi кутовi дiаметри становлять вiдповiдно 470' i 216', а лiнiйнi дiаметри — 7 i 4 кпк (для порiвняння: лiнiйний дiаметр Галактики дорiвнює 25 кпк). Велика Магелланова Хмара вiддалена вiд центра Галактики на 1. 6·10⁵ св. рокiв, а Мала Магелланова Хмара — на 1. 8·10⁵ нашої зоряної системи було вiдкрито вiдносно недавно, 1994 p., у сузiр'ї Стрiльця (Sagittarius, Sgr). її вiдстань вiд центра Галактики становить 50⁴ св. рокiв, тобто вона майже втричi ближча до Галактики, нiж Велика Магелланова Хмара. Крiм названих об'єктiв, сiмейство Галактики охоплює майже пiвтора десятка карликових елiптичних i декiлька невеликих неправильних галактик, а також декiлька позагалактичних кульових скупчень.

Ш. Мессьє або об'єкт NGC224 у «Новому загальному каталозi» Й. Дрейєра. Туманнiсть Андромеди можна побачити неозброєним оком. Із великих зоряних систем вона є найближчою до Галактики. Вiдстань мiж ними тепер становить 2. 9 10⁶ св. рокiв. Туманнiсть Андромеди й Галактика рухаються назустрiч одна однiй. Зоряна система М31 має декiлькох невеликих супутникiв, серед яких — карликова елiптична галактика NGC205.

за розмiрами зоряних систем i бiльшу кiлькiсть невеликих галактик) i скупчення галактик (вони мiстять сотнi й тисячi членiв). Найбiльше дослiджено групу галактик, до якої входить наша зоряна система. Ця група має назву Мiсцева група галактик (деколи її називають Мiсцевою системою галактик). Першим, хто вказав на можливiсть iснування такого утворення як Мiсцева група галактик, був шведський астроном К. Е. Лундмарк (1889—1958). Мiсцева група галактик охоплює понад 40 зоряних систем рiзних розмiрiв i форм, в т. ч. Галактику й Туманнiсть Андромеди з їхнiми супутниками. Наша зоряна система й галактика М31 є найбiльшими об'єктами Мiсцевої групи. Ще одна вiдносно велика галактика цiєї групи розмiщена в сузiр'ї Трикутника (Triangulum, Тiї); вона позначається М33 або NGC598. Переважна ж частина членiв Мiсцевої групи — карликовi галактики, що мають невеликi розмiри й низьку свiтнiсть. Довгий час ученi вважали, що Туманнiсть Андромеди є наймасивнiшим об'єктом у Мiсцевiй групi галактик, а її маса в пiвтора раза перевищує масу Галактики. Таким чином, вважалось, що в Мiсцевiй групi галактик наша зоряна система за масою є на другому мiсцi. Звiдси, зокрема, випливало (з врахуванням того, що цi двi галактики найбiльшi у Мiсцевiй групi), що центр мас Мiсцевої групи галактик розмiщений у напрямку галактики М31 на 2/3 вiдстанi вiд нас до неї. Проте останнiм часом появились вказiвки на те, що Галактика вдвiчi масивнiша вiд Туманностi Андромеди, i є, таким чином, наймасивнiшою в Мiсцевiй групi.

Скульптора (Sculptor, Scl), до якої входить майже пiвтора десятка галактик. її ще називають Пiвденною полярною групою, оскiльки члени цiєї групи на небеснiй сферi розмiщенi навколо пiвденного полюса Галактики. Багато груп галактик виявлено на вiдстанi 10—20 Мпк вiд Галактики.

Групи галактик — це вiдносно невеликi структурнi об'єднання зоряних систем. Значно бiльшими за розмiрами й кiлькiстю членiв є скупчення галактик: маса великого скупчення галактик може досягати 10¹⁵ M_С · Середня вiдстань мiж скупченнями становить 30 Мпс. Скупчення зоряних систем виявлено на рiзноманiтних вiдстанях вiд Землi. У сузiр'ї Дiви (Virgo, Vir) розмiщується найближче до нас велике скупчення галактик, яке має неправильну форму. До його складу входить майже 200 зоряних систем високої й середньої свiтностi (переважна частина їх — спiральнi), а також багато карликових галактик. Серед членiв цього скупчення — велетенська елiптична радiогалактика Дiва А. Розмiр названого скупчення становить приблизно 5 Мпк; воно вiддалене вiд Мiсцевої групи галактик на 15 Мпк. Скупчення галактик у сузiр'ї Дiви вiдкрив 1781 р. вiдомий французький астроном Ш. Мессьє (1730—1817)— автор першого в iсторiї астрономiї каталога туманностей. У той час про галактики ще не було вiдомо, а туманностями називали усi протяжнi об'єкти небесної сфери, у яких при спостереженнях не розрiзнялись зорi. Мессьє звернув увагу на те, що незвичайно багато «туманностей» (тепер ми знаємо, що це галактики) — майже два десятки — зосереджено на досить малiй дiлянцi небесної сфери. Крiм скупчень неправильної форми, у Всесвiтi виявлено сферичнi скупчення галактик; вони значно бiльшi за розмiрами вiд неправильних скупчень i простягаються на десятки Мегапарсекiв. Як приклад можна назвати сферичнi скупчення зоряних систем у сузiр'ях Волосся Веронiки (Coma Berenices, Com) i Пiвнiчної Корони (Corona Borealis, CrB). Вiдстань цих скупчень вiд нас становить вiдповiдно 125 Мпк i 350 Мпк. Найдальшi iз виявлених скупчень галактик вiддаленi вiд нас на мiльярди свiтлових рокiв. Вони складаються, здебiльшого, iз спiральних галактик. Одне iз таких скупчень розмiщене на вiдстанi 8 млрд св. рокiв (2500 Мпк) вiд нас.

галактика внаслiдок гравiтацiйної взаємодiї з iншими об'єктами скупчення може набути швидкостi, достатньої, щоб покинути його. Але для того, щоб зоряна система вийшла за межi скупчення, потрiбний величезний промiжок часу. Тому у Всесвiтi дуже мало галактик, якi не належать нiякому угрупованню.

Таким чином, у просторовому розподiлi галактик виявлено неоднорiдностi. Основна частка (майже 80%) зоряних систем, якi ми спостерiгаємо, входить до груп i пар галактик, 5% зоряних систем належать багатим скупченням, а 15 % галактик — це одиночнi галактики (не входять до угруповань галактик). Галактики в парах i групах, а також одиночнi галактики — це, головним чином, спiральнi й неправильнi зорянi системи, а в багатих скупченнях галактик переважають, здебiльшого, елiптичнi й лiнзоподiбнi зорянi ситстеми. Таким чином, галактики рiзних морфологiчних типiв групуються по-рiзному, тобто має мiсце таке явище як розподiл галактик за морфологiчними типами. Це може бути пов'язано з впливом оточення кожної iз зоряних систем на її еволюцiю, коли галактика перебувала на пiзнiй протогалактичнiй стадiї. Узагалi, за сучасними уявленнями, на властивостi галактик (а, отже, i на їхнi морфологiчнi особливостi) впливають як початковi умови формування, так i еволюцiя, в т. ч. взаємодiя з оточенням: з iншими галактиками та мiжгалактичним середовищем. Однак спiввiдношення мiж цими факторами поки що невiдоме.

Поряд з iснуванням рiзноманiтних систем галактик у Всесвiтi виявлено велетенськi порожнини. Найбiльшою з вiдомих на сьогоднi є порожнина в сузiр'ї Волопаса (Bootes, Boo). Групи й скупчення галактик та порожнини — приклади неоднорiдного розподiлу речовини у Всесвiтi: у масштабах мiльйонiв свiтлових рокiв зорянi системи розподiленi в Метагалактицi нерiвномiрно.

Надскупчення галактик. Мiсцеве надскупчення галактик

За сучасними уявленнями групи й скупчення галактик не є останньою ланкою в iєрархiї систем галактик. Наступним «щаблем» iєрархiчної «драбини» є надскупчення (або скупчення другого порядку) галактик. Структурними одиницями таких утворень є скупчення й групи галактик.

про реальнiсть такої велетенської надсистеми тодi не мала достатньо аргументiв. Уважається, що наявнiсть Мiсцевого надскупчення галактик довiв французький астроном Жерар Анрi де Вокулер (1918—1995) на основi своїх дослiджень за 1953—1956 pp. Вiн проаналiзував видимий розподiл галактик на небеснiй сферi та звернув увагу на явно виражену концентрацiю яскравих галактик уздовж великого кола небесної сфери (велике коло небесної сфери — це уявна крива, утворена перетином небесної сфери площиною, котра проходить через око спостерiгача). Вокулер пояснив цей факт тим, що iснує велетенське сплющене надскупчення галактик, а Мiсцева група (i Галактика) розмiщена на значнiй вiддалi вiд його центра. Провiвши так званi пiдрахунки галактик, учений установив, що центр даного надскупчення розмiщений у напрямку на скупчення галактик у сузiр'ї Дiви (див. вище). Вiн дiйшов висновку, що скупчення у сузiр'ї Дiви є якщо не центром, то принаймнi одним iз основних згущень у центральнiй частинi Мiсцевої надгалактики. Невдовзi Вокулер опублiкував статтю в одному з наукових журналiв (Astronomical Journal, vol. 58, Ν 30, 1953), де описав всi наявнi тодi докази на користь гiпотези про iснування Мiсцевого надскупчення галактик. Однак наведенi в згаданiй статтi аргументи були описовими та якiсними. Невдовзi Вокулер детально й кiлькiсно дослiдив видимий розподiл яскравих галактик на небеснiй сферi. На основi такого дослiдження Вокулер дiйшов висновку, що Мiсцева надгалактика охоплює тисячi, а то й десятки тисяч галактик, а сильна сплюснутiсть названої надсистеми вказує на її обертання. Обертання Мiсцевого надскупчення вiдбувається навколо центра, який збiгається зi скупченням галактик у сузiр'ї Дiви. Обертання Мiсцевої надгалактики диференцiйне, тобто рiзнi її частини обертаються з рiзною швидкiстю: поблизу центра перiод обертання становить 50 млрд рокiв, а в зовнiшнiх областях — 100—200 млрд рокiв. Наша зоряна система теж бере участь у загальному обертаннi Мiсцевого надскупчення галактик.

Таким чином, Мiсцеве надскупчення галактик (або Мiсцева надгалактика) — це фiзично реальна система, зв'язана силами гравiтацiйного притягання її членiв. Воно охоплює Мiсцеву групу галактик i близькi до нас скупчення зоряних систем. Мiсцева група галактик мiститься на периферiї Мiсцевої надгалактики. Згiдно з оцiнками загальна кiлькiсть галактик Мiсцевого надскупчення, не враховуючи карликових, становить близько 2-Ю⁴ , а дiаметр його дорiвнює майже 60 Мпк.

Астрономи вивчають динамiку Мiсцевої надгалактики, зокрема дослiджують рух Мiсцевої групи галактик у цiй надсистемi. Цiкавим є вивчення гравiтацiйного впливу скупчення галактик у сузiр'ї Дiви на Мiсцеву групу галактик. Є вказiвки на те, що сили притягання мiж цими об'єктами здатнi сповiльнити, а то й зупинити їхнє взаємне вiддалення. Ймовiрно й те, що пiсля цього Мiсцева група галактик почне рухатися у напрямку до скупчення в сузiр'ї Дiви. Ще астрономи виявили, що Мiсцева група галактик рухається в напрямку на сузiр'я Гiдри (Hydra, Hya) зi швидкiстю приблизно 600 км/с. Це перемiщення Мiсцевої групи галактик виявлено з аналiзу асиметрiї мiкрохвильового фонового випромiнювання неба, виявленої понад 10 рокiв тому. Щоб пояснити виявлений рух, ученi висунули гiпотезу про iснування велетенського скупчення зоряних систем, так званого Великого Атрактора, яке притягує до себе Мiсцеву групу галактик. Сучаснi дослiдження вказують на те, що гiпотетичним Великим Атрактором може бути скупчення галактик пiд назвою АС03627, вiддалене вiд нас на 250 млн св. рокiв. Згiдно з оцiнками воно мiстить понад 10³⁴ разiв. Це велетенське скупчення — один iз основних факторiв, якi визначають рух Мiсцевої групи галактик.

Мiсцеве надскупчення галактик — не єдине у Всесвiтi. Уже виявлено декiлька десяткiв надскупчень, кожне з яких охоплює десятки окремих великих скупчень зоряних систем. Типовi розмiри надскупчень галактик становлять 50—100 Мпс. Проте поряд з надскупченнями у Всесвiтi виявлено й одиночнi скупчення галактик, тобто такi, що не входять до надскупчень.

Вона охоплює всi вiдомi тепер небеснi тiла. За сучасними уявленнями надгалакитики є складовими частинами Метагалактики.

Великомасштабна структура всесвiту. Розширення метагалактики

У дослiдженнi просторового розподiлу галактик та їхньої еволюцiї позагалактична астрономiя близько пiдходить до космологiї — галузi астрономiї, яка вивчає Всесвiт у цiлому. Космологiя грунтується на даних спостережень i теоретичних висновках, якi стосуються всiєї охопленої астрономiчними спостереженнями частини Всесвiту — Метагалактики. Основним питанням космологiї є питання щодо виникнення так званої великомасштабної структури Всесвiту, тобто розподiлу речовини у Всесвiтi в найбiльших масштабах. Таким чином, основну проблему космологiї можна розумiти як питання про формування галактик, їхнiх груп, скупчень i надскупчень. У переважнiй частинi сучасних космологiчних моделей механiзмом виникнення великомасштабної структури Всесвiту вважається гравiтацiйна нестiйкiсть речовини. Як припускають ученi, сучасна великомасштабна структура Всесвiту, яку спостерiгають астрономи, могла утворитися з флюктуацiй первинної речовини внаслiдок гравiтацiйної нестiйкостi. Із флюктуацiй густини галактичного масштабу сформувалися зорянi системи, а iз великомасштабних неоднорiдностей речовини утворилися багатi скупчення галактик i великi порожнини. У наш час у космологiї поширено два альтернативних сценарiї (моделi) утворення великомасштабної структури Всесвiту. Це так званi сценарiй фрагментацiї великомасштабних первинних неоднорiдностей речовини на галактики та сценарiй iєрархiчного скупчування галактик. Згiдно з останнiм галактики утворюються внаслiдок злиття об'єктiв меншої маси. Для побудови ж узгодженої зi спостереженнями, цiлiсної теорiї формування галактик та їхнiх угруповань потрiбно розв'язати цiлу низку питань, одне з яких — природа так званої темної матерiї.

Ми стисло розглянули проблему утворення великомасштабної структури Всесвiту. Ще одна проблема космологiї — характер розширення Всесвiту. Розширення (нестацiонарнiсть) Метагалактики виявив 1929 ρ. Ε. Π. Хаббл на основi спостережень галактик. Учений встановив, що чим бiльша вiдстань г галактики вiд нас, тим з бiльшою радiальною (променевою) швидкiстю ν ця галактика вiддаляється:

v = Нr,

де коефiцiєнт пропорцiйностi Я називається сталою Хаббла. Це так званий закон Хаббла (докладнiше про цей закон можна прочитати нижче у роздiлi «Пам'ятнi дати в iсторiї астрономiї»). Закон Хаббла точнiше виконується не для окремих галактик, а для їхнiх скупчень чи груп, оскiльки при цьому усереднюються iндивiдуальнi швидкостi окремих галактик скупчення. Закон Хаббла з високою точнiстю описує рухи центрiв мас скупчень i груп галактик, а також перемiщення одиночних галактик (якi не входять до угруповань). Але в межах самих угруповань цей закон може не виконуватись. Ще Хаббл помiтив, що наведене вище спiввiдношення не справджується для галактик — членiв Мiсцевої групи. Це пояснюється сильною гравiтацiйною взаємодiєю мiж зоряними системами названого угруповання. Що ж до Мiсцевого надскупчення галактик, то його члени вiддаляються один вiд одного зi швидкiстю, трохи меншою, нiж за законом Хаббла. Таким чином, Мiсцева надгалактика розширюється.

Ранiше вченi вважали, що розширення Всесвiту сповiльнюється з часом унаслiдок гравiтацiйної взаємодiї матерiї. Проте недавно з'явилися докази того, що з часом розширення Метагалактики не сповiльнюється, а прискорюється. Такий висновок зроблено на основi спостережень наднових зiр у галактиках, вiддалених вiд нас на декiлька мiльярдiв свiтлових рокiв. Цi спостереження показали, що названi галактики вiддаляються вiд нас повiльнiше, нiж передбачає закон Хаббла. Оскiльки швидкiсть свiтла (носiя iнформацiї) скiнченна, то спостереження далеких обєктiв дає нам iнформацiю не про сучасний їхнiй стан, а про стан, у якому вони перебували давно. Отже, спостерiгаючи галактики, вiддаленi вiд нас на декiлька мiльярдiв свiтлових рокiв, астрономи дiзнаються про те, як розширювався Всесвiт декiлька мiльярдiв рокiв тому. Закон Хаббла ж показує, як розширюється Всесвiт тепер. Врахувавши це, ученi й дiйшли висновку, що з часом розширення Метагалактики прискорюється. З другого боку, 2000 р. астрономи спостерiгали ще вiддаленiшу Наднову (на вiдстанi 10 млрд св. рокiв вiд нас). Цi спостереження показали, що названа зоря (а, отже, i галактика, якiй вона належить) вiддаляється вiд нас швидше, нiж за законом Хаббла. Отже, на вiдмiну вiд вищеописаних спостережень, названi спостереження вказують на те, що розширення Всесвiту сповiльнюється з часом. Таким чином, за спостереженнями об'єкта, вiддаленого вiд нас на 10 млрд св. рокiв, розширення Метагалактики сповiльнюється, а за спостереженнями ближчих Наднових (декiлька мiльярдiв св. рокiв вiд нас) розширення Всесвiту, навпаки, прискорюється. Проте деякi астрономи вважають, що цi висновки, в принципi, не суперечать один одному. Ученi припускають, що раннiй Всесвiт розширювався зi сповiльненням. А згодом, декiлька мiльярдiв рокiв тому, в Метагалактицi почали переважати сили вiдштовхування мiж тiлами, що спричинило її розширення з прискоренням. Природа сил вiдштовхування поки що невiдома.

У Всесвiтi галактик — не злiчить, І кожна з них — то загадковий свiт. Свiти далекi... Навiть промiнь мчить Вiд них до нас мiльйони й бiльше лiт. І велич цих свiтiв дивує нас, Та вабить i захоплює щоднини: Який там простiр, як там плине час, Куди летять галактики невпинно?