Predmet: Astronomija.
Razred: 10 11
Učiteljica: Elakova Galina Vladimirovna.
Mjesto rada: Općinska proračunska obrazovna ustanova
"Srednja škola br. 7" Kanash, Republika Čuvaška
Test na temu "Galaksija".
Provjera i ocjenjivanje znanja preduvjet je učinkovitosti odgojno-obrazovnog procesa.
Testna tematska kontrola može se provoditi pismeno ili grupno s različitim
stupanj obuke. Takva je provjera prilično objektivna, štedi vrijeme,
pruža individualni pristup. Dodatno, studenti mogu koristiti testove
pripremiti se za testove i VPR. Korištenje predloženog rada ne isključuje
primjena drugih oblika i metoda provjere znanja i vještina učenika, npr. usmeni
anketa, izrada projektnih radova, sažetaka, eseja i sl. Ispit se daje na
cijelu lekciju.
Završni ispit polaže se iz teme, odjeljka, u trajanju od šest mjeseci. Glavna funkcija
kontrolni. Svaka provjera nužno ima i funkciju treninga, jer
pomaže u ponavljanju, konsolidaciji, uvođenju znanja u sustav. Prilikom provjere testa
Test otkriva tipične pogreške i poteškoće. Prednosti: može pokriti
velika količina materijala. Nedostatak: daju provjeru konačnog rezultata, ali ne
pokazati napredovanje rješenja.
Funkcija provjere orijentacije vodi učitelja prema jakim i slabim stranama
savladavanje gradiva. Sam postupak pregleda pomaže učenicima da prepoznaju ono glavno
proučavao, a učitelj određuje stupanj ovladanosti ovom glavnom stvari.
Obrazovna funkcija. Najvažnija funkcija provjere. Provjera pomaže razjasniti i
učvrstiti znanje o izvođenju ispitnih zadataka. Promiče stvaranje znanja
na višu razinu. Formira sposobnost samostalnosti i rada s knjigom.
Kontrolni. Za kolokvije i samostalan rad je
glavni
Dijagnostički. Utvrđuje razloge uspjeha i neuspjeha učenika. Provedena
poseban dijagnostički rad kojim se utvrđuje stupanj usvojenosti znanja (ima ih 4
razina).
Razvojna funkcija. Testom se utvrđuju učenikove sposobnosti
iskoristite količinu svog znanja i sposobnost da izgradite vlastiti algoritam rješenja
zadaci.
Obrazovna funkcija. Navikava učenike na odgovornost, disciplinira ih,
usađuje osjećaj odgovornosti i potrebu za sustavnim usavršavanjem.
Ocjenjivanje pismenih ispita.
Ocjena 5 daje se za rad koji je u potpunosti završen bez grešaka i propusta.
Ocjenom 4 ocjenjuje se u potpunosti obavljen rad, ali ako nema više od jedan
pogreške i jedan propust, ne više od tri propusta.
Ocjenom 3 ocjenjuje se rad koji je urađen 2/3 vremena točno ili sa
čineći ne više od jedne grube pogreške, ne više od tri manje pogreške, jednu
manja greška i tri nedostatka, ako ima četiri pet nedostataka.
Ocjenom 2 dobiva se rad u kojem je broj pogrešaka i propusta veći od norme za
ocjene 3 ili manje od 2/3 točno izrađenog rada.
Opcija I:

≈
≈
≈
75 km/s
47 km/s
14 km/s
200 km/s. Procijenite masu galaksije.
1. Odredite prostornu brzinu gibanja zvijezde ako radijalnih modula
a tangencijalne komponente te brzine redom su jednake +30 i
29 km/s. Pod kojim kutom se ta zvijezda pomiče u odnosu na vidnu liniju promatrača?
α
υ
= 44,5˚
A.
= 42 km/s,
α
υ
= 56,75˚
= 200 km/s,
B.
υ
α
U.
= 896 km/s,
= 78˚
2. Odredite veličinu tangencijalne komponente brzine zvijezde ako je
godišnja paralaksa je 0,05", a vlastito gibanje 0,15".
A.
B.
U.
3. Galaksija koja se nalazi na udaljenosti od 150 Mpc ima prividni kut
promjer 20". Usporedite njegove linearne dimenzije s dimenzijama naše Galaksije.
A. 3 ∙ 104 pc, što je otprilike 4 puta manje od veličine naše Galaksije.
B. 1,5 ∙ 104 pc, što je otprilike 2 puta manje od veličine naše Galaksije.
V. 6 ∙ 105 pc, što je otprilike 6 puta manje od veličine naše Galaksije.
4. Izmjerena brzina rotacije zvijezda oko središta galaksije na udaljenosti r
υ ≈
= 50 kpc od njega

A. Mgal. = 9 ∙ 1041 kg
B. Mgal. = 78 ∙ 1044 kg
V. Mgal. = 68 ∙ 1051 kg
5. Koje se metode koriste za proučavanje rasporeda zvijezda i međuzvjezdanog prostora u Galaksiji?
tvari?
A. Proučavanje intrinzičnog zračenja međuzvjezdane tvari.
B. Brojenjem zvijezda na malim dijelovima neba, proučavajući njihovo vlastito zračenje
međuzvjezdana tvar i njezina apsorpcija zvjezdanog zračenja.
B. Prebrojavanjem broja zvijezda na malim dijelovima neba.
Opcija II:
1. Zvijezda se u svemiru giba prema promatraču brzinom 50 km/s
pod kutom od 30˚ u odnosu na liniju vizure. Što su radijalni i tangencijalni moduli?
komponente brzine zvijezde?
A. υt = 50 km/s; υr = 30 km/s.
B. υt = 75 km/s; υr = 96 km/s.
V. υt = 25 km/s; υr = 43 km/s.
2. Izračunajte veličinu i smjer radijalne brzine zvijezde ako je u njenom spektru
linija koja odgovara valnoj duljini 5,5 ∙ 10 - 4 mm pomaknuta je u ljubičastu
kraj na udaljenosti od 5,5 ∙ 10 - 8 mm.
A. 30 km/s, zvijezda se udaljava od nas.
B. 30 km/s, zvijezda nam se približava.
V. 10 km/s, zvijezda nam se približava.
3. Sunce se okreće oko središta Galaksije na udaljenosti od 8 kpc brzinom
220 km/s. Kolika je masa galaksije unutar orbite oko Sunca?
A. 91,4 ∙ 1047 kg
B. 18,67 ∙ 1044kg
H. 1,7 ∙ 1041kg
4. Koju će kutnu veličinu vidjeti naša Galaksija (koji promjer
iznosi

3 ∙104 pc) promatrač koji se nalazi u galaksiji M 31 (Andromedina maglica)
na udaljenosti od 6 ∙105 pc?
A. 10000"
B. 50"
H. 100"
5. Zašto Mliječni put ne prati točno veliki krug nebeske sfere?
A. Budući da se naša Galaksija kreće u svemiru u smjeru sazviježđa Hidra sa
brzina preko 1.500.000 km/h.
B. Zato što se u svemiru nalazi ogromna zbirka zvijezda, plina i prašine
gravitacijske sile pomiču Sunce iz ravnine Galaksije.
B. Zato što se Sunce ne nalazi točno u ravnini Galaksije, već blizu nje.
odgovori:
Opcija I: 1 – A; 2 – B; 3 – B; 4 – A; 5 B.
Opcija II: 1 – B; 2 – B; 3 – B; 4 – A; 5 – V.
Riješenje:
Opcija I:
Zadatak broj 1: υ2 = υ2
cos
Problem br. 2: Tangencijalna brzina je izražena u km/s i jednaka je υt = 4,74 µ/
π
; Gdje
µ kutno kretanje zvijezde na nebeskoj sferi godišnje ili vlastito kretanje;
π
Problem br. 3: Označimo udaljenost do galaksije s r, linearni promjer s
D,
σ
–σ
D = r∙
kutni promjer, izražen u lučnim sekundama.
Tada je r = (20 "∙ 1,5 ∙ 108 pc) / (2 ∙ 105)" = 1,5 ∙ 104 pc, što je otprilike 2 puta manje
veličine naše galaksije.
Problem br. 4: Centripetalno ubrzanje jednako je ubrzanju gravitacije,
Zato
a = υ2
1 kom = 3,086 7 ∙ 1016 m.
Mgal. = ((2 ∙105m/s)2 ∙ 5 ∙104 ∙ 3,086 7 ∙ 1016m) / 6,67 ∙ 10 – 11N∙m2/kg2
Mgal. = 9 ∙ 1041 kg = 4,5 ∙ 1011 M sunce
υ
– godišnja paralaksa zvijezde.
= 4,74 km/s ∙ (0,15"/0,05")
/r; a = GMgal/r2; dakle Mgal = υ2
r; υ2 = (30 km/s) 2 + (29 km/s) 2;
c ∙ r c / G; G = 6,67 ∙ 10 – 11N∙m2/kg2;
D i r su izraženi u parsecima, i
t + υ2
α
= 44,5˚
/ 206265". Odavde
r = D∙
υ
= 42 km/s;
α
= 30/ 42;
≈
9 ∙ 10
41 kg
≈
14 km/s.
σ
σ
/ 206265", gdje
r ; υ2
v grijeh
t + υ2
T; υt =
; α υt = 50 km/s ∙ ½ = 25 km/s;
Opcija II:
Zadatak broj 1: υ2 = υ2
r = υ2 = υ2
r = (50 km/s) 2 (25 km/s) 2; υr = 43 km/s
υ2
Problem br. 2: Iz formule za izračunavanje radijalne brzine υr = Δ ∙ s/λ λ0 određujemo
υr. Za određivanje υr potrebno je izmjeriti pomak spektralne linije, tj. usporediti
položaj dane linije u spektru zvijezde s položajem ove linije u spektru
stacionarni izvor svjetlosti. Radijalna brzina izvora koji se udaljava
ispada s predznakom plus, a onaj koji se približava s predznakom minus.
Modul υr = (5,5 ∙ 10 – 8 mm / 5,5 ∙ 10 – 4 mm) ∙ 3 ∙ 105 km/s = 30 km/s; modul υr = 30 km/s;
budući da su linije pomaknute prema ljubičastom kraju, zvijezda nam se približava.

c/rc; v2
σ
/ 206265". Odavde
r = D∙
σ
c ; Mgal = υ2
c ∙ r c / G; G = 6,67 ∙ 10 – 11N∙m2/kg2.
/ 206265", gdje
D i r su izraženi u parsecima, i
c ∙ r c / G =((2,2 ∙105m/s)2 ∙ 2,4 ∙1020m) / (6,67 ∙ 10 – 11N∙m2/kg2) = 1,7 ∙ 1041kg ili
Problem br. 3: Centripetalno ubrzanje koje doživljava Sunce pod
djelovanjem privlačenja mase Galaksije: a = υ2
c – brzina Sunca, r c –
za Sunce;
a = GMgal/ r2
Masa galaksije:
Mgal = υ2
Mgal = 1,7 ∙ 1041 kg = 8 ∙ 1010 Msol
Problem br. 4: Označimo udaljenost do galaksije s r, linearni promjer s
D,
σ
– kutni promjer. Za određivanje promjera galaksije primjenjujemo formulu:
D = r∙
b – kutni promjer, izražen u lučnim sekundama.
σ

206265"∙
Književnost:
1. Malakhova I.M.: Didaktički materijal o astronomiji: Priručnik za nastavnike, / I.M.
Malahova, E.K. Strout, M.: Obrazovanje, 1989. 96 str.
2. Orlov V.F.: “300 pitanja o astronomiji”, izdavačka kuća “Prosveshchenie”, / V.F. Orlov
Moskva, 1967.
3. Moshe D.: Astronomija: knj. za studente. Po. s engleskog / Ed. A.A. Gurshtein./ D.
Moshe – M.: Obrazovanje, 1985. – 255 str.
4. VorontsovVilyaminov B.A. "Astronomija", / B.A. VorontsovVilyaminov, E.K. pastrva;
Izdavačka kuća "Drofa".
5. Levitan E.P., "Astronomija": udžbenik. za 11. razred općeobraz. ustanove/ E.P.
Levitan: M.: “Prosvjetljenje”, 1994. – 207 str.
6. Charugin V.M. Astronomija. 1011 razreda: udžbenik. za opće obrazovanje organizacije: osnovne
razina / V. M. Charugin. – M.: Obrazovanje, 2018. – 144 str.: ilustr. – (Kugle 111).
r / D = 3 ∙104 komada ∙ (2 ∙ 105)" / 6 ∙105 komada = 10000"

Slajd 1


Tema: Prostorna brzina zvijezda Najprepoznatljivija skupina zvijezda na nebu sjeverne hemisfere je Veliki medvjed (dio zviježđa Velikog medvjeda, ima različita imena kod raznih naroda). Pet zvijezda Velikog medvjeda nalazi se na istom mjestu u svemiru i možda su nastale otprilike u isto vrijeme. Voronjecki Nikita

Slajd 2

Vlastito gibanje zvijezde

Vlastito gibanje mjeri se u lučnim sekundama po godiniμ[″/godina]. Godine 720. I. Xin (683.-727., Kina), tijekom kutne promjene udaljenosti između 28 zvijezda, prvi je iznio pretpostavku o kretanju zvijezda. Godine 1718.E. Halley (1656.-1742., Engleska) proučavajući i uspoređujući kataloge Hiparha (125. pr. Kr.) i J. Flamsteeda (1720.) otkriva pravilno gibanje zvijezda. Prva zvijezda za koju je otkrio vlastito gibanje 1717. bila je Arktur (α Bootes), smještena u 36 St. i ima vlastito gibanje od 2.3"/god. Iz promatranja je uočeno da se koordinate zvijezda polako mijenjaju zbog njihovog kretanja po nebu. Dakle, zvijezde se kreću, odnosno mijenjaju svoje koordinate tijekom vremena. Po krajem 18. st. vlastito gibanje 13 zvijezda, a W. Herschel je 1783. otkrio da se i naše Sunce giba u svemiru.

Slajd 3

Promjena položaja zvijezda na nebu

Bernardova zvijezda u zviježđu Zmijonosca je zvijezda koja se najbrže kreće (10,31"/godina) na nebu. Pomak zvijezda tijekom 100 godina u usporedbi s Mjesečevim diskom. Zvijezde se kreću različitim brzinama, u različitim smjerovima i na različitim su udaljenostima od nas. Kao rezultat toga, relativni položaji zvijezda se mijenjaju tijekom vremena, što se može vidjeti kroz tisuće godina. Relativni položaj skupine zvijezda Velikog medvjeda tijekom vremena. Koje zvijezde najvjerojatnije pripadaju istoj skupini?

Slajd 4

Prostorna brzina

Kako je r =a/π, onda uzimajući u obzir pomak μ dobivamo r.μ =a.μ/π; ali r.μ/god=υ, tada zamjenom numeričkih podataka dobivamo tangencijalnu brzinuυτ =4,74.μ/π. Radijalna brzina υr određena je iz spektra [učinak H. Dopplera (1803-1853, Austrija), koji je 1842. ustanovio da valna duljina izvora varira ovisno o smjeru gibanja] υr =∆λ.s/λo Primjenjivost efekta na svjetlosne valove dokazao je 1900. godine u laboratorijskim uvjetima A. A. Belopolsky (1854-1934). Sastoji se od: Vr-radijalne (duž linije vizure) brzine Vτ-tangencijalne brzine Sa slike prema Pitagorinom teoremu

Slajd 5

Radijalna brzina

Na slikama je prikazan pomak vodikove linije u spektru zvijezde ovisno o smjeru gibanja zvijezde u odnosu na Zemlju. Približava se - prelazi u ljubičastu (znak "-"). Uklanjanje - prelazi u crveno (znak "+"). Dopplerov zakon, gdje je V projekcija brzine izvora na vidnu liniju, William Heggins (1824. - 1910., Engleska) prvi je izmjerio radijalne brzine nekoliko sjajnih zvijezda 1868. godine. Od 1893. godine, po prvi put u Rusiji, Aristarkh Apollonovich Belopolsky (1854. - 1934.) počeo je fotografirati zvijezde i, nakon brojnih preciznih mjerenja, odredio radijalne brzine 220 sjajnih (2,5-4m) zvijezda.

Slajd 6

Odnos vlastitog gibanja zvijezda i njihovih koordinata

Položaj bilo koje zvijezde u prostoru karakteriziraju ekvatorijalne koordinate. α - rektascenzija δ - deklinacija Uslijed kruženja Zemlje oko Sunca brzinom V≈30 km/s, linije u spektru zvijezda koje se razmiču dodatno se pomiču na crveni kraj spektra za ∆λ/λ=V /s=10-4, a pri približavanju za isti iznos u ljubičastu. Vlastito gibanje zvijezda karakteriziraju: μα - vlastito gibanje po rektascenziji μδ - vlastito gibanje po deklinaciji Promjena koordinata zvijezde tijekom godine dana određena je formulama: Δα=3,07s+1,34ssinα.tanδ Δδ= 20.0".cosα

Slajd 7

Najbrže zvijezde na nebu

Najbrža zvijezda na nebu je ß Ophiuchi (Barnardovo letenje), koju je 1916. otkrio E. Barnard (1857.-1923., SAD). m=9.7m, r=1.828 pc, μ =10.31"/godina, crveni patuljak Radijalna brzina=106.88 km/s, Prostorna (pod kutom od 38°)=142 km/s. Vlastita gibanja i radijalne brzine svijetlih zvijezda Nakon mjerenja vlastitih gibanja > 50 000 zvijezda, pokazalo se da najbrža zvijezda na nebu u zviježđu Goluba (μ Col) ima prostornu brzinu = 583 km/s Na nizu zvjezdarnica diljem svijeta s velikim teleskopima, uključujući na Krimskom astrofizičkom opservatoriju provode se dugotrajna određivanja brzina zvijezda, ali najuspješnija mjerenja izvela je svemirska letjelica Hiparh za mjerenje paralakse visoke preciznosti.

Pogledaj sve slajdove

Za učenike od 9. do 11. razreda od 16. ožujka 2013

Prostorno kretanje zvijezda

Problemi koje treba samostalno riješiti

1..gif" width="45" height="21">; moguća netočnost (vjerojatna pogreška) njegovih mjerenja je . Što se može reći o udaljenosti do zvijezde?

3. Izračunajte apsolutnu magnitudu Siriusa, znajući da je njegova paralaksa jednaka prividnoj magnitudi od .

4. Koliko je puta blijeđa od Sunca zvijezda Proxima Centauri, za koju .

5. Magnituda Vege jednaka je 9. rujna" href="/text/category/9_sentyabrya/" rel="bookmark">9. rujna 1949. i 7. ožujka sljedeće godine?

10. Izvedite formulu koja korigira opaženu radijalnu brzinu zvijezde za utjecaj godišnjeg gibanja Zemlje za slučaj kada je zvijezda na polu ekliptike.

11. Izvedite formulu koja korigira opaženu radijalnu brzinu zvijezde za utjecaj godišnjeg gibanja Zemlje za slučaj kada se zvijezda nalazi u ravnini ekliptike. Smatra se da je zvijezda na proljetnom ekvinociju, a da je Zemljina orbita kružna.

12. Zvijezda s koordinatama ..gif" width="16" height="17">.gif" width="63" height="21"> u pravcu čiji je položajni kut . Odredi sastavnicu vlastitog gibanja.

14..gif" width="61" height="21"> u pravcu čiji je položajni kut .Odredite komponente vlastitog gibanja po obje koordinate i .

15..gif" width="45" height="21">. Kolika je njegova tangencijalna brzina?

16. Radijalna brzina Aldebarana je +54 km/s, i tangencijalnom brzinom 18 km/s Nađite njegovu ukupnu prostornu brzinu u odnosu na Sunce.

17. Vlastito gibanje Siriusa u rektascenziji jednako je , a u deklinaciji godišnje, radijalna brzina jednaka je km/s, a paralaksa Odredite ukupnu prostornu brzinu Siriusa u odnosu na Sunce i kut koji ono čini. s linijom gledanja.

18. Puna prostorna brzina zvijezde Canopus 23 km/s tvori kut s linijom vizure. Odredite radijalnu i tangencijalnu komponentu brzine.

19..gif" width="45" height="21 src=">.

Zvijezde jasne, zvijezde visoko!
Što čuvaš u sebi, što skrivaš?
Zvijezde koje duboke misli kriju,
Kojom snagom pleniš dušu?
Česte zvjezdice, zbijene zvjezdice!
Što je na tebi lijepo, što je na tebi moćno?
Što plijeniš, zvijezde nebeske,
Moć velikog gorućeg znanja?
S. A Jesenjin

Lekcija 6/23

Predmet: Prostorna brzina zvijezda

Cilj: Upoznati kretanje zvijezda - prostornu brzinu i njezine komponente: tangencijalnu i radijalnu, Dopplerov efekt (zakon).

Zadaci :
1. Edukativni: uvesti pojmove: vlastito gibanje zvijezda, radijalna i tangencijalna brzina. Izvedite formulu za određivanje prostorne i tangencijalne brzine zvijezda. Dajte ideju o Dopplerovom učinku.
2. Obrazovanje: potkrijepiti zaključak da se zvijezde kreću i, kao rezultat toga, izgled zvjezdanog neba se mijenja tijekom vremena, ponos ruske znanosti - istraživanje ruskog astronoma A.A. Belopolsky, promicati formiranje takvih ideoloških ideja kao što su uzročno-posljedične veze, spoznatljivost svijeta i njegovih obrazaca.
3. Razvojni: sposobnost određivanja smjera (predznaka) radijalne brzine, formiranje sposobnosti analize materijala sadržanog u referentnim tablicama.

Znati:
Razina 1 (standard) - pojam brzina: prostorna, tangencijalna i radijalna. Dopplerov zakon.
Razina 2 - pojam brzina: prostorna, tangencijalna i radijalna. Dopplerov zakon.
Biti u mogućnosti:
Razina 1 (standard) - odredite brzinu kretanja zvijezda, smjer kretanja po pomaku linija u spektru zvijezde.
Razina 2 - odrediti brzinu kretanja zvijezda, smjer kretanja po pomaku linija u spektru.

Oprema: Tablice: zvijezde, zvjezdana karta (zidna i pomična), zvjezdani atlas. Prozirne folije. CD- "Red Shift 5.1", fotografije i ilustracije astronomskih objekata sa interneta, multimedijalni disk "Multimedijska biblioteka za astronomiju"

Međupredmetne veze: matematika (poboljšanje računalnih vještina u pronalaženju decimalnih logaritama, rastavljanje vektora brzine na komponente), fizika (brzina, spektralna analiza).

Tijekom nastave:

Studentska anketa.

Na ploči:
1) Paralaktička metoda za određivanje udaljenosti.
2) Odredite udaljenost kroz sjaj sjajnih zvijezda..
3) Rješavanje zadataka iz domaće zadaće br. 3, br. 4, br. 5 iz §22 (str. 131, br. 5 analogno dodatnom zadatku 2, lekcija 22) - pokazati rješenja.
Odmor:
1) Pronađite svijetle zvijezde na računalu i okarakterizirajte ih.
2) Zadatak 1: Koliko je puta Sirius svjetliji od Aldebarana? (vrijednost zvijezda uzimamo iz tablice XIII, I 1 / I 2 =2,512 m 2 -m 1, I 1 / I 2 =2,512 0,9+1,6 =1 0)
3) Zadatak 2: Jedna je zvijezda 16 puta svjetlija od druge. Kolika je razlika u njihovim veličinama? (I 1 / I 2 =2,512 m 2 -m 1, 16 = 2,512? m , ?m≈ 1,2/0,4=3}
4) Zadatak 3: Paralaksa Aldebarana iznosi 0,05". Koliko treba svjetlosti ove zvijezde da stigne do nas? (r=1/π, r=20pc=65,2 svjetlosne godine

Novi materijal.
Na 720g I. Xin(683-727, Kina) tijekom kutne promjene udaljenosti između 28 zvijezda, po prvi put daje pretpostavku o kretanju zvijezda. J. Bruno također je tvrdio da se zvijezde kreću.
U 1718 E. Halley(Engleska) otkriva pravilno gibanje zvijezda istraživanjem i usporedbom kataloga Hiparh(125g do NE) i J. Flamsteed(1720.) utvrdio je da su se tijekom 1900 godina neke zvijezde pomaknule: Sirius (α B. Canis) pomaknuo se prema jugu za gotovo jedan i pol promjera Mjeseca, Arktur (α Bootes) za dva promjera Mjeseca prema jugu i Aldebaran (α Bika) pomaknuo se za 1/4 promjera Mjeseca prema istoku. Po prvi put dokazuje da su zvijezde udaljena Sunca. Prva zvijezda koja ga ima godine 1717. Arktur je otkrio vlastito kretanje (α Bootes), koji se nalazi na adresi 36.7 St.
Dakle, zvijezde se kreću, odnosno mijenjaju svoje koordinate tijekom vremena. Do kraja 18. stoljeća izmjereno je vlastito gibanje 13 zvijezda, a V. Herschel godine 1783. otkrio da se i naše Sunce giba u svemiru.

	Neka m- kut za koji se zvijezda pomaknula za godinu dana (vlastito gibanje - "/ godina). Iz crteža temeljenog na Pitagorinom teoremu υ= √(υ r 2 +υ τ 2) , Gdje υ r - radijalna brzina (duž vidne linije), i υ τ - tangencijalna brzina (^ vidna linija). Jer r = a/π , zatim uzimajući u obzir pomak m ® r.m =a . m/ π ; Ali r.m / 1 godina=u, zatim zamjenom numeričkih podataka dobivamo tangencijalnu brzinu υ τ =4,74. m/π (obrazac. 43) Radijalna brzina υ r određeno učinkom H. Doppler(1803.-1853., Austrija) (radijalna (radijalna u astronomiji) brzina), koji je 1842. ustanovio da valna duljina izvora varira ovisno o smjeru kretanja. Primjenjivost efekta na svjetlosne valove dokazana je 1900. godine u laboratorijskim uvjetima A. A. Belopoljski. υ r =?λ . s/λ o.
	Približavanje izvor - prelazi na Ljubičasta (znak " - "). Uklanjanje izvor - prelazi na Crveno (znak " + ") .
Prvi koji je izmjerio radijalne brzine nekoliko sjajnih zvijezda 1868 William Heggins(1824. - 1910., Engleska). Od 1893. prvi put u Rusiji Aristarh Apolonovič Belopoljski(1854. - 1934.) počeo je fotografirati zvijezde i, izvršivši brojna precizna mjerenja radijalnih brzina zvijezda (jedan od prvih u svijetu koji je koristio Dopplerov efekt), proučavajući njihove spektre, odredio radijalne brzine 220 sjajnih (2,5 -4 m) zvijezde.

Zvijezda koja se najbrže kreće na nebu ß Zmijonosac (leteći Barnard, Barnardova zvijezda, HIP 87937, otkrivena 1916 E. Barnard(1857.-1923., SAD)), m=9,57 m, r=1.828 kom, m=10,31 ", crveni patuljak. Zvijezda ima satelit u M ​​= 1,5 M od Jupitera, odnosno planetarnog sustava. ß Zmijonosac ima radijalnu brzinu = 106,88 km/s, prostornu (pod kutom od 38 °) = 142 km /s. Nakon mjerenja vlastitih gibanja > 50 000 zvijezda, pokazalo se da najbrža zvijezda na nebu u zviježđu Goluba (m Col) ima prostornu brzinu = 583 km/s.
U nizu zvjezdarnica diljem svijeta koje imaju velike teleskope, uključujući i SSSR (u Krimskom astrofizičkom opservatoriju Akademije znanosti SSSR-a), provode se dugotrajna određivanja radijalne brzine zvijezda. Mjerenja radijalne brzine zvijezda u galaksijama omogućila su detekciju njihove rotacije i određivanje kinematičkih karakteristika rotacije galaksija, ali i naše Galaksije. Periodične promjene u radijalnoj brzini nekih zvijezda omogućuju detektiranje njihovog orbitalnog gibanja u binarnim i višestrukim sustavima, te kada odrediti njihove orbite, linearne dimenzije i udaljenost od zvijezde.
Dodatak .
Kako se zvijezda kreće, ona mijenja svoje ekvatorijalne koordinate tijekom vremena, tako da se vlastito gibanje zvijezde može rastaviti na komponente duž ekvatorijalnih koordinata i dobivamo m =√ (m a 2 + m δ2). Promjena koordinata zvijezde tijekom godine dana u astronomiji se određuje formulama: Δα=3,07 s +1,34 s sinα . tanδ I Δδ=20,0". cosα
III. Učvršćivanje materijala.
1. Primjer br. 10(str. 135) - pogled
2.Na vlastitom: Iz prethodne lekcije pronađite prostornu brzinu vaše zvijezde (uzimajući udaljenost iz tablice XIII) i iz ove tablice m I υ r. Pronađite po PKZN i odredite koordinate zvijezde.

Riješenje: (slijed) Budući da υ= √(υ r 2 +υ τ 2), prvo nalazimo π =1/r, tada υ τ =4,74. m/π, ali tek sada nalazimo υ= √(υ r 2 +υ τ 2)
3.
Proizlaziti:
1. Što je vlastito gibanje zvijezde?
2. Koju brzinu nazivamo prostornom, tangencijalnom, radijalnom? Gdje se nalaze?
3. Što je Dopplerov efekt?
4. Ocjene.

Kod kuće:§23, pitanja str

Lekciju je osmislio član kružoka Internetske tehnologije Leonenko Katja (11. razred), 2003. (enciklopedijska natuknica).

"Planetarium" 410,05 mb		Resurs vam omogućuje da instalirate punu verziju inovativnog obrazovnog i metodološkog kompleksa "Planetarium" na računalo učitelja ili učenika. "Planetarium" - izbor tematskih članaka - namijenjen je za korištenje učiteljima i učenicima na nastavi fizike, astronomije ili prirodnih znanosti u 10.-11. Prilikom instaliranja kompleksa preporuča se koristiti samo engleska slova u nazivima mapa.
Demo materijali 13,08 MB		Resurs predstavlja demonstracijske materijale inovativnog obrazovnog i metodološkog kompleksa "Planetarium".
Planetarij 2,67 mb		Ovaj resurs je interaktivni model planetarija koji vam omogućuje proučavanje zvjezdanog neba radeći s ovim modelom. Kako biste u potpunosti koristili resurs, morate instalirati Java Plug-in
Lekcija	Tema lekcije	Razvoj lekcija u zbirci TsOR	Statistička grafika iz TsOR-a
Lekcija 23	Prostorna brzina zvijezda		Pomak zvijezda tijekom 100 godina 158,9 kb Mjerenje kutnih pomaka zvijezda 128,6 kb Vlastito gibanje zvijezde 128.3 kb Komponente vlastitog gibanja zvijezde 127.8 kb Radijalne i tangencijalne brzine 127,4 kb

Usporedba ekvatorijalnih koordinata istih zvijezda, određenih u značajnim vremenskim razdobljima, pokazala je da se a i d mijenjaju tijekom vremena. Značajan dio tih promjena uzrokovan je precesijom, nutacijom, aberacijom i godišnjom paralaksom. Ako isključimo utjecaj ovih razloga, tada se promjene smanjuju, ali ne nestaju u potpunosti. Preostali pomak zvijezde na nebeskoj sferi tijekom godine dana naziva se vlastitim gibanjem zvijezde m. Izražava se u sekundama. lukova godišnje.

Vlastita gibanja razlikuju se za različite zvijezde po veličini i smjeru. Samo nekoliko desetaka zvijezda ima vlastita gibanja veća od 1” godišnje. Najveće poznato vlastito gibanje Barnardove “leteće” zvijezde je m = 10”,27. Većina zvijezda ima vlastito gibanje jednako stotinkama i tisućinkama lučne sekunde godišnje.

Tijekom dugih vremenskih razdoblja, jednakih desecima tisuća godina, obrasci sazviježđa uvelike se mijenjaju.

Vlastito gibanje zvijezde događa se u velikom krugu konstantnom brzinom. Rektascenzija se mijenja za iznos m a , koji se naziva rektascenzija vlastitog gibanja, a deklinacija se mijenja za iznos m d , koji se naziva deklinacija vlastitog gibanja.

Vlastito gibanje zvijezde izračunava se pomoću formule:

m = Ö(m a 2 + m d 2).

Ako je poznato vlastito gibanje zvijezde godišnje i udaljenost do nje r u parsecima, tada nije teško izračunati projekciju prostorne brzine zvijezde na ravninu neba. Ta se projekcija naziva tangencijalna brzina V t i izračunava se po formuli:

V t = m”r/206265” ps/godina = 4,74 m r km/s.

da bismo pronašli prostornu brzinu V zvijezde, potrebno je znati njenu radijalnu brzinu Vr, koja je određena Dopplerovim pomakom linija u spektru zvijezde. Budući da su V t i V r međusobno okomiti, prostorna brzina zvijezde jednaka je:

V = Ö(V t 2 + V r 2).

Najbrže zvijezde su varijable RR Lyrae. Njihova prosječna brzina u odnosu na Sunce je 130 km/s. Međutim, te se zvijezde kreću suprotno rotaciji Galaksije, pa se njihova brzina pokazuje malom (250 -130 = 120 km/s). Vrlo brze zvijezde, s brzinama od oko 350 km/s u odnosu na središte Galaksije, nisu opažene, jer je brzina od 320 km/s dovoljna da napuste gravitacijsko polje Galaksije ili da se okreću u jako izduženoj orbiti.

Poznavanje vlastitih gibanja i radijalnih brzina zvijezda omogućuje prosuđivanje gibanja zvijezda u odnosu na Sunce, koje se također kreće u svemiru. Dakle, promatrana kretanja zvijezda sastoje se od dva dijela, od kojih je jedan posljedica kretanja Sunca, a drugi je pojedinačno kretanje zvijezde.

Za prosudbu kretanja zvijezda potrebno je pronaći brzinu kretanja Sunca i isključiti je iz promatranih brzina kretanja zvijezda.

Točka na nebeskoj sferi prema kojoj je usmjeren vektor Sunčeve brzine naziva se Sunčev vrh, a suprotna točka antiapeks.

Vrh Sunčevog sustava nalazi se u zviježđu Herkul, ima koordinate: a = 270 0, d = +30 0. U tom smjeru Sunce se kreće brzinom od oko 20 km/s, u odnosu na zvijezde koje se nalaze ne dalje od 100 pc od njega. Tijekom godine Sunce prijeđe 630 000 000 km, odnosno 4,2 AJ.

Ako se skupina zvijezda kreće istom brzinom, onda ako ste na jednoj od tih zvijezda, ne možete otkriti opće kretanje. Drugačija je situacija ako se brzina mijenja kao da se skupina zvijezda kreće oko zajedničkog središta. Tada će brzina zvijezda bliže središtu biti manja od onih udaljenijih od središta. Promatrane radijalne brzine dalekih zvijezda pokazuju takvo gibanje. Sve se zvijezde zajedno sa Suncem kreću okomito na smjer središta Galaksije. Ovo gibanje je posljedica opće rotacije Galaksije, čija brzina varira s udaljenošću od središta (diferencijalna rotacija).

Rotacija Galaksije ima sljedeće karakteristike:

1. Javlja se u smjeru kazaljke na satu gledajući galaksiju s njenog sjevernog pola, smještenog u zviježđu Coma Berenices.

2. Kutna brzina rotacije opada s udaljenošću od središta.

3. Linearna brzina rotacije prvo se povećava kako se udaljava od središta. Tada, otprilike na udaljenosti od Sunca, dostiže najveću vrijednost od oko 250 km/s, nakon čega polako opada.

4. Sunce i zvijezde u njegovoj blizini završe revoluciju oko središta Galaksije za približno 230 milijuna godina. Ovo vremensko razdoblje naziva se galaktička godina.

24.2 Zvjezdane populacije i galaktički podsustavi.

Zvijezde koje se nalaze u blizini Sunca odlikuju se visokom svjetlinom i pripadaju prvoj vrsti populacije. obično se nalaze u vanjskim područjima Galaksije. Zvijezde udaljene od Sunca, smještene blizu središta galaksije iu koroni pripadaju populacijskom tipu II. Podjelu zvijezda na populacije proveo je Baade proučavajući Andromedinu maglicu. Najsjajnije zvijezde populacije I su plave i imaju apsolutne magnitude do -9 m, a najsjajnije zvijezde populacije II su crvene s apsolutnim magnitudama. magnituda -3 m. Osim toga, populaciju I karakterizira obilje međuzvjezdanog plina i prašine, koji su odsutni u populaciji II.

Detaljna podjela zvijezda u Galaksiji na populacije uključuje 6 vrsta:

1. Ekstremna populacija I - uključuje objekte sadržane u spiralnim granama. To uključuje međuzvjezdani plin i prašinu koncentrirane u spiralnim kracima iz kojih nastaju zvijezde. Zvijezde ove populacije su vrlo mlade. Njihova starost je 20 - 50 milijuna godina. Područje postojanja ovih zvijezda ograničeno je na tanki galaktički sloj: prsten s unutarnjim radijusom od 5000 ps, ​​vanjskim radijusom od 15 000 ps i debljinom od oko 500 ps.

Ove zvijezde uključuju zvijezde spektralnih klasa od O do B2, superdivove kasnih spektralnih klasa, zvijezde tipa Wolf-Rayet, emisijske zvijezde klase B, zvjezdane asocijacije, varijable T Bika.

2. Zvijezde obične populacije I su malo starije, njihova starost je 2-3 kozmičke godine. Oni su se udaljili od spiralnih krakova i često se nalaze blizu središnje ravnine Galaksije.

To uključuje zvijezde podrazreda od B3 do B8 i normalne zvijezde razreda A, dis. skupovi sa zvijezdama istih klasa, zvijezde klasa od A do F s jakim metalnim linijama, manje svijetlocrveni superdivovi.

3. Zvijezde populacije diska. Starost im je od 1 do 5 milijardi godina, tj. 5-25 svemirskih godina. Ove zvijezde uključuju Sunce. Ova populacija uključuje mnoge suptilne zvijezde smještene unutar 1000 pc od središnje ravnine u galaktičkom pojasu s unutarnjim radijusom od 5000 pc i vanjskim radijusom od 15 000 pc. Ove zvijezde uključuju obične divove klasa G do K, zvijezde glavnog niza klasa G do K, dugoperiodične varijable s periodima većim od 250 dana, polupravilne varijabilne zvijezde, planetarne maglice, nove zvijezde, stare otvorene skupove.

4. Zvijezde srednje populacije II uključuju objekte smještene na udaljenosti većoj od 1000 pc s obje strane središnje ravnine Galaksije. Ove zvijezde rotiraju u izduženim orbitama. To uključuje većinu starih zvijezda, starosti od 50 do 80 kozmičkih godina, zvijezde velikih brzina, sa slabim linijama, dugoperiodične varijable s periodima od 50 do 250 dana, cefeide W Djevice, varijable RR Lyrae, bijele patuljke, kuglaste klasteri .

5. Stanovništvo galaktičke krune. To uključuje objekte koji su se pojavili u ranim fazama evolucije Galaksije, koja je u to vrijeme bila manje ravna nego što je sada. Ovi objekti uključuju subpatuljaste, krunske kuglaste skupove, zvijezde RR Lyrae, zvijezde s izrazito slabim linijama i zvijezde s najvećim brzinama.

6. Zvijezde središnje populacije uključuju najmanje poznate objekte. U spektrima ovih zvijezda promatranih u drugim galaksijama, natrijeve linije su jake, a trake cijanogena (CN) intenzivne. To mogu biti patuljci klase M. Takvi objekti uključuju zvijezde tipa RR Lyrae, kuglaste zvijezde. skupovi bogati metalima, planetarne maglice, patuljci klase M, divovske zvijezde klase G i M s jakim vrpcama cijanida, infracrveni objekti.

Najvažniji elementi strukture Galaksije su središnja kondenzacija, spiralni kraci i disk. Središnja kondenzacija Galaksije skrivena je od nas tamnom neprozirnom materijom. Njegova južna polovica najbolje je vidljiva kao svijetli zvjezdani oblak u zviježđu Strijelca. Druga polovica se također može promatrati u infracrvenim zrakama. Te su polovice odvojene snažnom trakom prašnjave tvari, koja je neprozirna čak i za infracrvene zrake. Linearne dimenzije središnje kondenzacije su 3 x 5 kiloparseka.

Područje Galaksije na udaljenosti od 4-8 kpc od središta odlikuje se brojnim karakteristikama. Sadrži najveći broj pulsara i ostataka plina od eksplozija supernova, intenzivnu netermalnu radio emisiju, a češće su mlade i vruće O i B zvijezde. Molekularni oblaci vodika postoje u ovoj regiji. U difuznoj tvari ovog područja povećana je koncentracija kozmičkih zraka.

Na udaljenosti od 3-4 kpc od središta Galaksije, radioastronomskim metodama otkriven je krak neutralnog vodika mase oko 100.000.000 solarnih, koji se širi brzinom od oko 50 km/s. s druge strane središta, na udaljenosti od oko 2 kpc, nalazi se krak 10 puta manje mase koji se od središta udaljava brzinom od 135 km/s.

U središnjem području nalazi se nekoliko oblaka plina s masama od 10 000 - 100 000 solarnih masa koji se povlače brzinom od 100 - 170 km/s.

Središnje područje polumjera manjeg od 1 kpc zauzima prsten neutralnog plina koji se oko središta okreće brzinom od 200 km/s. Unutar njega nalazi se ogromno H II područje u obliku diska promjera oko 300 ps. U području središta uočava se netoplinsko zračenje, što ukazuje na povećanje koncentracije kozmičkih zraka i jačine magnetskih polja.

Kombinacija fenomena opaženih u središnjim područjima Galaksije sugerira mogućnost da su se prije više od 10.000.000 godina iz središta Galaksije pojavili oblaci plina ukupne mase od oko 10.000.000 solarnih masa i brzine od oko 600 km/s.

U zviježđu Strijelca, blizu središta galaksije, nalazi se nekoliko snažnih izvora radio i infracrvenog zračenja. Jedan od njih, Strijelac-A, nalazi se u samom središtu Galaksije. Okružen je prstenastim molekularnim oblakom polumjera 200 ps koji se širi brzinom od 140 km/s. U središnjim područjima postoji aktivan proces stvaranja zvijezda.

U središtu naše Galaksije najvjerojatnije se nalazi jezgra slična kuglastom zvjezdanom skupu. Infracrveni prijemnici su tamo detektirali eliptični objekt dimenzija 10 ps. Unutar njega može postojati gusti zvjezdani skup promjera 1 ps. Također može biti objekt nepoznate relativističke prirode.

24.3 Spiralna struktura galaksije.

Priroda spiralne strukture Galaksije povezana je sa spiralnim valovima gustoće koji se šire u zvjezdanom disku. Ti su valovi slični zvučnim valovima, ali zbog rotacije poprimaju izgled spirale. Medij u kojem se ti valovi šire ne sastoji se samo od plina i prašine međuzvjezdane tvari, već i od samih zvijezda. Zvijezde također tvore neku vrstu plina, koji se od običnog plina razlikuje po tome što nema sudara između njegovih čestica.

Spiralni val gustoće, poput običnog longitudinalnog vala, je izmjena uzastopnih zbijanja i razrjeđivanja medija. Za razliku od plina i zvijezda, spiralni uzorak valova rotira u istom smjeru kao i cijela Galaksija, ali osjetno sporije i konstantnom kutnom brzinom, poput čvrstog tijela.

Stoga tvar stalno sustiže spiralne grane iznutra i prolazi kroz njih. Međutim, za zvijezde i plin, ovaj prolaz kroz spiralne krakove događa se drugačije. Zvijezde su, poput plina, zbijene u spiralni val, njihova koncentracija raste za 10 - 20%. Sukladno tome raste gravitacijski potencijal. Ali budući da nema sudara između zvijezda, one zadržavaju zamah, malo mijenjaju putanju unutar spiralnog kraka i izlaze iz njega u gotovo istom smjeru u kojem su i ušle.

Plin se ponaša drugačije. Zbog sudara, pri ulasku u rukavac gubi kutni moment, usporava se i počinje se nakupljati na unutarnjoj granici rukavca. Nadolazeći novi dijelovi plina dovode do stvaranja udarnog vala s velikom razlikom gustoće na ovoj granici. Kao rezultat toga, na spiralnim krakovima formiraju se rubovi sabijanja plina i dolazi do toplinske nestabilnosti. Plin brzo postaje neproziran, hladi se i ulazi u gustu fazu, tvoreći komplekse plina i prašine pogodne za stvaranje zvijezda. Mlade i vruće zvijezde pobuđuju sjaj plina, što uzrokuje pojavu svijetlih maglica koje zajedno s vrućim zvijezdama ocrtavaju spiralnu strukturu koja ponavlja spiralni val gustoće u zvjezdanom disku.

Spiralna struktura naše Galaksije proučavana je proučavanjem drugih spiralnih galaksija. Istraživanja su pokazala da se spiralni krakovi susjednih galaksija sastoje od vrućih divova, superdiva, prašine i plina. Ako uklonite te objekte, spiralne grane će nestati. Crvene i žute zvijezde ravnomjerno ispunjavaju područja unutar i između grana.

Da bismo razjasnili spiralnu strukturu naše Galaksije, moramo promatrati vruće divove, prašinu i plin. To je prilično teško učiniti, jer je Sunce u ravnini Galaksije i različiti spiralni ogranci projicirani su jedni na druge. Suvremene metode ne dopuštaju točno određivanje udaljenosti do udaljenih divova, što otežava stvaranje prostorne slike. Osim toga, velike mase prašine nehomogene strukture i različite gustoće leže u ravnini Galaksije, što dodatno otežava proučavanje udaljenih objekata.

Proučavanje vodika na valnoj duljini od 21 cm obećava, uz njihovu pomoć moguće je izmjeriti gustoću neutralnog vodika na raznim mjestima u Galaksiji. Rezultat ovog rada su bili nizozemski astronomi Holst, Muller, Oort i drugi. Vodik se nalazi u velikim količinama u blizini mladih, vrućih zvijezda, koje određuju strukturu spiralnih krakova. Zračenje neutralnog vodika je dugovalno, u radio području, a međuzvjezdana prašina mu je prozirna. Zračenje od 21 centimetar dopire iz najudaljenijih područja Galaksije bez izobličenja.

Galaksija se neprestano mijenja. Te se promjene događaju polako i postupno. Istraživačima ih je teško otkriti jer je ljudski život vrlo kratak u usporedbi sa životom zvijezda i galaksija. Kada se govori o kozmičkoj evoluciji, mora se izabrati vrlo duga jedinica vremena. Takva jedinica je kozmička godina, tj. Vrijeme koje je potrebno Suncu da se potpuno okrene oko središta Galaksije. To je jednako 250 milijuna zemaljskih godina. Zvijezde u Galaksiji se stalno miješaju iu jednoj kozmičkoj godini, krećući se čak i malom brzinom od 1 km/s jedna u odnosu na drugu, dvije zvijezde će se udaljiti za 250 ps. Tijekom tog vremena, neke grupe zvijezda mogu se raspasti, dok se druge mogu ponovno formirati. Izgled Galaksije će se uvelike promijeniti. Osim mehaničkih promjena, fizičko stanje Galaksije se mijenja tijekom jedne kozmičke godine. Zvijezde klase O i B mogu jako sjati samo u vremenu jednakom nekom dijelu kozmičke godine. Starost najsjajnijih promatranih divova je oko 10 milijuna godina. Međutim, unatoč tome, konfiguracija spiralnih krakova može ostati prilično stabilna. Neke će zvijezde napustiti ta područja, druge će odletjeti na svoje mjesto, neke će zvijezde umrijeti, druge će se roditi iz ogromne mase kompleksa plina i prašine spiralnih grana. Ako raspodjela položaja i kretanja objekata u galaksiji ne prolazi kroz velike promjene, tada je ovaj zvjezdani sustav u stanju dinamičke ravnoteže. Za određenu skupinu zvijezda stanje dinamičke ravnoteže može se održati 100 kozmičkih godina. Međutim, tijekom duljeg razdoblja jednako tisućama kozmosa. godine, stanje dinamičke ravnoteže bit će poremećeno zbog slučajnih bliskih prolaza zvijezda. Zamijenit će ga dinamički kvazitrajno stanje statističke ravnoteže, stabilnije, u kojem su zvijezde temeljitije izmiješane.

25. Izvangalaktička astronomija.

25.1 Klasifikacija galaksija i njihov prostorni raspored.

Francuski pronalazači kometa Messier i Masham sastavili su 1784. godine katalog maglovitih objekata promatranih na nebu golim okom ili kroz teleskop kako se u budućem radu ne bi zamijenili s nadolazećim kometima. Pokazalo se da su objekti Messierovog kataloga najrazličitije prirode. Neki od njih - zvjezdani skupovi i maglice - pripadaju našoj Galaksiji, drugi dio su udaljeniji objekti i isti su zvjezdani sustavi kao naša Galaksija. Razumijevanje prave prirode galaksija nije došlo odmah. Tek 1917. godine Ritchie i Curtis, promatrajući supernovu u galaksiji NGC 224, izračunali su da se ona nalazi na udaljenosti od 460 000 pc, tj. 15 puta veći od promjera naše Galaksije, što znači daleko izvan njenih granica. Pitanje je konačno razjašnjeno 1924.-1926., kada je E. Hubble, koristeći teleskop od 2,5 metara, dobio fotografije Andromedine maglice, gdje su se spiralne grane razložile na pojedinačne zvijezde.

Danas su poznate mnoge galaksije koje se od nas nalaze na udaljenosti od stotina tisuća do milijardi svjetlosnih godina. godine.

Mnoge galaksije su opisane i katalogizirane. Najčešće korišteni je “New General Dreyer Catalog” (NGC). Svaka galaksija ima svoj broj. Na primjer, maglica Andromeda označena je kao NGC 224.

Promatranja galaksija pokazala su da su one vrlo raznolikog oblika i strukture. Prema izgledu galaksije se dijele na eliptične, spiralne, lećaste i nepravilne.

Eliptične galaksije(E) na fotografijama imaju oblik elipse bez oštrih granica. Svjetlina se postupno povećava od periferije prema sredini. Obično nema unutarnje strukture. Ove galaksije sastoje se od crvenih i žutih divova, crvenih i žutih patuljaka, te niza bijelih zvijezda slabog sjaja, tj. uglavnom od zvijezda tipa II populacije. Ne postoje plavo-bijeli superdivovi koji obično stvaraju strukturu spiralnih krakova. Izvana se eliptične galaksije razlikuju po većoj ili manjoj kompresiji.

Pokazatelj kompresije je vrijednost

lako pronaći ako se na fotografiji izmjere velika a i mala b os. Indeks kompresije dodaje se nakon slova koje označava oblik galaksije, na primjer, E3. Ispostavilo se da nema visoko komprimiranih galaksija, pa je najveći pokazatelj 7. Sferična galaksija ima indikator 0.

Očito je da eliptične galaksije imaju geometrijski oblik elipsoida revolucije. E. Hubble postavio je pitanje je li raznolikost promatranih oblika posljedica različite orijentacije jednako spljoštenih galaksija u prostoru. Taj problem je matematički riješen i dobiven je odgovor da su u sastavu galaktičkih jata najčešće galaksije s indeksom kompresije 4, 5, 6, 7, a sferičnih galaksija gotovo da i nema. I izvan klastera, nalaze se gotovo samo galaksije s indeksima 1 i 0. Eliptične galaksije u klasterima su divovske galaksije, a vanjske klastere su patuljaste galaksije.

Spiralne galaksije(S). Imaju strukturu u obliku spiralnih grana koje se protežu od središnje jezgre. Grane se ističu na manje svijetloj pozadini zbog činjenice da sadrže najtoplije zvijezde, mlade skupove i svjetleće plinske maglice.

Edwin Hubble podijelio je spiralne galaksije u potklase. Mjera je stupanj razvijenosti grana i veličina galaktičke jezgre.

U Sa galaksijama, grane su čvrsto uvijene i relativno glatke, slabo razvijene. Jezgre su uvijek velike, obično čine oko polovicu promatrane veličine cijele galaksije. Galaksije ove podklase najsličnije su eliptičnim. Obično postoje dvije grane koje izlaze iz suprotnih dijelova jezgre, ali rijetko ih je više.

Kod Sb galaksija spiralni krakovi su primjetno razvijeni, ali nemaju grana. Jezgre su manje od onih u prethodnoj klasi. Galaksije ovog tipa često imaju mnogo spiralnih krakova.

Tipu Sc pripadaju galaksije s visoko razvijenim granama podijeljenim u nekoliko krakova i malom jezgrom u odnosu na njih.

Unatoč njihovom raznolikom izgledu, spiralne galaksije imaju sličnu strukturu. U njima se mogu razlikovati tri komponente: zvjezdani disk čija je debljina 5-10 puta manja od promjera galaksije, sferoidna komponenta i ravna komponenta koja je nekoliko puta manja od diska. Ravna komponenta uključuje međuzvjezdani plin, prašinu, mlade zvijezde i spiralne grane.

Omjer kompresije spiralnih galaksija uvijek je veći od 7. U isto vrijeme, eliptične galaksije su uvijek manje od 7. To sugerira da se u slabo komprimiranim galaksijama ne može razviti spiralna struktura. Da bi se pojavio, sustav mora biti visoko komprimiran.

Dokazano je da jako komprimirana galaksija ne može tijekom svoje evolucije postati slabo komprimirana, kao ni obrnuto. To znači da se eliptične galaksije ne mogu pretvoriti u spiralne galaksije, a spiralne galaksije ne mogu se pretvoriti u eliptične. Različita kompresija je posljedica različitih količina rotacije sustava. One galaksije koje su tijekom formiranja dobile dovoljnu količinu rotacije poprimile su jako stisnut oblik i u njima su se razvile spiralne grane.

Postoje spiralne galaksije u kojima se jezgra nalazi u sredini ravne prečke, a spiralni ogranci počinju tek na krajevima te prečke. Takve galaksije su označene kao SBa, SBb, SBc. Dodavanje slova B označava prisutnost skakača.

Lentikularne galaksije(S0). Izvana izgledaju kao eliptični, ali imaju zvjezdasti disk. Po strukturi su slične spiralnim galaksijama, ali se od njih razlikuju po tome što nemaju ravnu komponentu i spiralne grane. Lentikularne galaksije razlikuju se od spiralnih galaksija promatranih s ruba po odsutnosti pojasa tamne tvari. Schwarzschild je predložio teoriju prema kojoj lentikularne galaksije mogu nastati iz spiralnih u procesu izbacivanja plina i prašine.

Nepravilne galaksije(Ir). Imaju asimetričan izgled. U njima nema spiralnih grana, a vruće zvijezde i plinsko-prašna materija koncentrirane su u zasebnim skupinama ili razbacane po disku. Postoji sferoidna komponenta niske svjetline. Ove galaksije karakterizira visok sadržaj međuzvjezdanog plina i mladih zvijezda.

Nepravilan oblik galaksije može biti posljedica činjenice da nije imala vremena poprimiti pravilan oblik zbog niske gustoće materije u njoj ili zbog svoje mladosti. Galaksija također može postati nepravilna zbog iskrivljenja svog oblika kao rezultat interakcije s drugom galaksijom.

Nepravilne galaksije dijele se u dvije podvrste.

Podtip Ir I karakterizira visoka površinska svjetlina i složena nepravilna struktura. Neke galaksije ovog podtipa pokazuju uništenu spiralnu strukturu. Takve se galaksije često pojavljuju u parovima.

Podtip Ir II karakterizira niska površinska svjetlina. Ovo svojstvo otežava otkrivanje takvih galaksija, a poznato je samo nekoliko njih. Niska površinska svjetlina ukazuje na nisku gustoću zvijezda. To znači da te galaksije moraju vrlo sporo prijeći iz nepravilnog oblika u pravilan.

U srpnju 1995. provedena je studija na svemirskom teleskopu. Hubble potraga za nepravilnim blijedoplavim galaksijama. Ispostavilo se da su ti objekti, koji se nalaze od nas na udaljenosti od 3 do 8 milijardi svjetlosnih godina, najčešći. Većina ih ima izrazito bogatu plavu boju, što ukazuje da su u fazi intenzivnog stvaranja zvijezda. Na malim udaljenostima koje odgovaraju modernom svemiru, te se galaksije ne pojavljuju.

Galaksije su mnogo raznolikije od tipova koji se razmatraju, a ta se raznolikost odnosi na oblike, strukture, sjaj, sastav, gustoću, masu, spektar i karakteristike zračenja.

Mogu se razlikovati sljedeći morfološki tipovi galaksija, pristupajući im s različitih gledišta.

Amorfni sustavi bez strukture- uključujući E galaksije i većinu S0. Ne sadrže ili gotovo nimalo ne sadrže difuznu tvar i vruće divove.

Galaksija Aro- plaviji od ostalih. Mnogi od njih imaju uske, ali svijetle linije u spektru. Možda su jako bogate plinom.

Seyfertove galaksije- različitih tipova, ali ih karakterizira vrlo velika širina jakih emisijskih linija u njihovim spektrima.

Kvazari- kvazizvjezdani radio izvori, QSS, koji se izgledom ne razlikuju od zvijezda, ali emitiraju radio valove, poput najmoćnijih radio galaksija. Karakterizira ih plavkasta boja i svijetle linije u spektru koje imaju veliki crveni pomak. Superdivovske galaksije su superiornije u svjetlu.

Kwazags- QSG kvazizvjezdane galaksije - razlikuju se od kvazara po odsutnosti jake radio emisije.