Предмет: Астрономия.
Класс: 10 ­11
Учитель: Елакова Галина Владимировна.
Место работы: Муниципальное бюджетное общеобразовательное учреждение
«Средняя общеобразовательная школа №7» г Канаш Чувашской Республики
Контрольная работа по теме «Галактика».
Проверка и оценка знаний – обязательное условие результативности учебного процесса.
Тестовый тематический контроль может проводиться письменно или по группам с разным
уровнем подготовки. Подобная проверка достаточно объективна, экономна по времени,
обеспечивает индивидуальный подход. Кроме того, учащиеся могут использовать тесты
для подготовки к зачетам и ВПР. Использование предлагаемой работы не исключает
применения и других форм и методов проверки знаний и умений учащихся, как устный
опрос, подготовка проектных работ, рефератов, эссе и т.д. Контрольная работа дается на
весь урок.
Итоговая проверка проводится по теме, разделу, за полугодие. Основная функция
контролирующая. Любая проверка носит обязательно и обучающую функцию, так как
помогает повторить, закрепить, привести знания в систему. При проверке контрольного
теста выявляют типичные ошибки и затруднения. Достоинства: может охватывать
большой объем материала. Недостаток: дают проверку окончательного результата, но не
показывают ход решения.
Ориентирующая функция проверки ориентирует учителя на слабые и сильные стороны
усвоения материала. Сам процесс проверки помогает учащимся выделить главное в
изучаемом, а учителю определить степень усвоения этого главного.
Обучающая функция. Самая главная функция проверки. Проверка помогает уточнить и
закрепить знания выполнения проверочных заданий. Способствует формированию знаний
до более высокого уровня. Формирует умение самостоятельности и работы с книгами.
Контролирующая. Для контрольных работ и самостоятельных работ она является
главной.
Диагностирующая. Устанавливает причины успехов и неудач учащихся. Проводятся
специальные диагностирующие работы, которые определяют уровень усвоения знаний (их 4
уровня).
Развивающая функция. Проверка определяет способности у обучающегося
распоряжаться объемом своих знаний и умением строить собственный алгоритм решения
задач.
Воспитательная функция. Приучает учащихся к отчетности, дисциплинирует их,
прививает чувство ответственности, необходимости систематических занятий.
Оценка письменных контрольных работ.
Оценка 5 ставится за работу, выполненную полностью без ошибок и недочетов.
Оценка 4 ставится за работу, выполненную полностью, но при наличии не более одной
ошибки и одного недочета, не более трех недочетов.
Оценка 3 ставится за работу, выполненную на 2/3 всей работы правильно или при
допущении не более одной грубой ошибки, не более трех негрубых ошибок, одной
негрубой ошибки и трех недочетов, при наличии четырех­пяти недочетов.
Оценка 2 ставится за работу, в которой число ошибок и недочетов превысило норму для
оценки 3 или правильно выполнено менее 2/3 работы.
Вариант I:

≈
≈
≈
75 км/с
47 км/с
14 км/с
200 км/с. Оцените массу галактики.
1. Определите пространственную скорость движения звезды, если модули лучевой
и тангенциальной составляющих этой скорости соответственно равны +30 и
29км/с. Под каким углом к лучу зрения наблюдателя движется эта звезда?
α
υ
= 44,5˚
А.
= 42 км/с,
α
υ
= 56,75˚
= 200 км/с,
Б.
υ
α
В.
= 896 км/с,
= 78˚
2. Определите модуль тангенциальной составляющей скорости звезды, если ее
годичный параллакс равен 0,05", а собственное движение 0,15".
А.
Б.
В.
3. Галактика, находящаяся на расстоянии 150 Мпк, имеет видимый угловой
диаметр 20". Сравните ее линейные размеры с размерами нашей Галактики.
А. 3 ∙ 104 пк, что примерно в 4 раза меньше размеров нашей Галактики.
Б. 1,5 ∙ 104 пк, что примерно в 2 раза меньше размеров нашей Галактики.
В. 6 ∙ 105 пк, что примерно в 6 раза меньше размеров нашей Галактики.
4. Измеренная скорость вращения звезд вокруг центра галактики на расстоянии r
υ ≈
= 50 кпк от него

А. Мгал. = 9 ∙ 1041кг
Б. Мгал. = 78 ∙ 1044кг
В. Мгал. = 68 ∙ 1051кг
5. Какими методами изучают распределение в Галактике звезд и межзвездного
вещества?
А. Исследованием собственного излучения межзвездного вещества.
Б. Подсчетом числа звезд в малых участках неба, исследованием собственного излучения
межзвездного вещества и поглощения им излучения звезд.
В. Подсчетом числа звезд в малых участках неба.
Вариант II:
1. Звезда движется в пространстве со скоростью 50 км/с в сторону наблюдателя
под углом 30˚ к лучу зрения. Чему равны модули лучевой и тангенциальной
составляющих скорости звезды?
А. υт = 50 км/с; υr = 30 км/с.
Б. υт = 75 км/с; υr = 96 км/с.
В. υт = 25 км/с; υr = 43 км/с.
2. Вычислите модуль и направление лучевой скорости звезды, если в ее спектре
линия, соответствующая длине волны 5,5 ∙ 10 – 4мм, смещена к фиолетовому
концу на расстояние 5,5 ∙ 10 – 8мм.
А. 30 км/с, звезда удаляется от нас.
Б. 30 км/с, звезда приближается к нам.
В. 10 км/с, звезда приближается к нам.
3. Солнце вращается вокруг центра Галактики на расстоянии 8 кпк со скоростью
220 км/с. Чему равна масса Галактики внутри орбиты Солнца?
А. 91,4 ∙ 1047кг
Б. 18,67 ∙ 1044кг
В. 1,7 ∙ 1041кг
4. Какого углового размера будет видеть нашу Галактику (диаметр которой
составляет

3 ∙104 пк) наблюдатель, находящийся в галактике М 31 (туманность Андромеды)
на расстоянии 6 ∙105 пк?
А. 10000"
Б. 50"
В. 100"
5. Почему Млечный Путь проходит не точно по большому кругу небесной сферы?
А. Так как наша Галактика движется в пространстве в направлении созвездия Гидры со
скоростью более 1 500 000 км/ч.
Б. Потому что гигантское скопление звезд, газа и пыли, удерживаемое в пространстве
силами тяготения, вытесняют Солнце из плоскости Галактики.
В. Потому что Солнце расположено не точно в плоскости Галактики, а в близи нее.
Ответы:
Вариант I: 1 – А; 2 – В; 3 – Б; 4 – А; 5 ­ Б.
Вариант II: 1 – В; 2 – Б; 3 – В; 4 – А; 5 – В.
Решение:
Вариант I:
Задача №1: υ2 = υ2
cos
Задача №2: Тангенциальная скорость выражается в км/с и равна υт = 4,74 µ/
π
; где
µ ­ угловое перемещение звезды на небесной сфере за год или собственное движение;
π
Задача №3: Обозначим расстояние до галактики через r, линейный диаметр через
D,
σ
–σ
D = r ∙
угловой диаметр, выражается в секундах дуги.
Тогда r = (20"∙ 1,5 ∙108 пк) / (2 ∙ 105)" = 1,5 ∙ 104 пк, что примерно в 2 раза меньше
размеров нашей Галактики.
Задача №4: Центростремительное ускорение равно ускорению силы тяжести,
поэтому
а = υ2
1 пк = 3,086 7 ∙ 1016м.
Мгал. = ((2 ∙105м/с)2 ∙ 5 ∙104 ∙ 3,086 7 ∙ 1016м) / 6,67 ∙ 10 – 11Н∙м2/кг2
Мгал. = 9 ∙ 1041кг = 4,5 ∙ 1011Мсолнца
υ
– годичный параллакс звезды.
= 4,74 км/с ∙ (0,15"/0,05")
/ r; а = GMгал/ r2; поэтому Мгал = υ2
r ; υ2 = (30 км/с) 2 + (29 км/с) 2;
c ∙ r c / G; G = 6,67 ∙ 10 – 11Н∙м2/кг2;
D и r выражены в парсеках, а
т + υ2
α
= 44,5˚
/ 206265". Отсюда
r = D ∙
υ
= 42 км/с;
α
= 30/ 42;
≈
9 ∙ 10
41кг
≈
14 км/с.
σ
σ
/ 206265", где
r ; υ2
υ sin
т + υ2
т; υт =
; α υт = 50 км/с ∙ ½ = 25 км/с;
Вариант II:
Задача №1: υ2 = υ2
r = υ2 ­ = υ2
r = (50 км/с) 2 ­ (25 км/с) 2; υr = 43 км/с
υ2
Задача №2: Из формулы для вычисления лучевой скорости υr = Δ ∙ с/λ λ0 определим
υr.Для определения υr нужно измерить сдвиг спектральной линии, т.е. сравнить
положение данной линии в спектре звезды с положением этой линии в спектре
неподвижного источника света. Лучевая скорость удаляющегося источника
получается со знаком плюс, а приближающегося ­ со знаком минус.
Модуль υr = (5,5 ∙ 10 – 8мм / 5,5 ∙ 10 – 4мм) ∙ 3 ∙ 105 км/с = 30 км/с; модуль υr = 30 км/с;
так как линии смещены к фиолетовому концу, то звезда приближается к нам.

c / r c ; υ2
σ
/ 206265". Отсюда
r = D ∙
σ
c ; Мгал = υ2
c ∙ r c / G; G = 6.67 ∙ 10 – 11Н∙м2/кг2.
/ 206265", где
D и r выражены в парсеках, а
c ∙ r c / G =((2,2 ∙105м/с)2 ∙ 2,4 ∙1020м) / (6.67 ∙ 10 – 11Н∙м2/кг2) = 1,7 ∙ 1041кг или
Задача №3: Центростремительное ускорение, которое испытывает Солнце под
действием притяжения массы Галактики: а = υ2
c – скорость Солнца, r c –
для Солнца;
а = GMгал/ r2
Масса Галактики:
Мгал = υ2
Мгал = 1,7 ∙ 1041кг = 8 ∙ 1010Мсолнца
Задача №4: Обозначим расстояние до галактики через r, линейный диаметр через
D,
σ
– угловой диаметр. Для определения диаметра галактики применим формулу:
D = r ∙
б – угловой диаметр, выражается в секундах дуги.
σ

206265"∙
Литература:
1. Малахова И.М.: Дидактический материал по астрономии: Пособие для учителя, / И. М.
Малахова, Е.К. Страут, ­ М.: Просвещение, 1989.­ 96 с.
2. Орлов В.Ф.:«300 вопросов по астрономии», издательство «Просвещение», / В.Ф. Орлов ­
Москва, 1967.
3. Моше Д.: Астрономия: Кн. для учащихся. Пер. с англ. / Под ред. А.А. Гурштейна./ Д.
Моше – М.: Просвещение, 1985. – 255 с.
4. Воронцов­Вильяминов Б.А. «Астрономия», / Б.А. Воронцов­Вильяминов, Е.К. Страут;
Издательство «Дрофа».
5. Левитан Е.П., «Астрономия»: учеб. для 11 кл., общеобразоват. учреждений/ Е. П.
Левитан: М.: «Просвещение»,1994. – 207 с.
6.Чаругин В.М. Астрономия. 10­11 классы: учеб. для общеобразоват. организаций: базовый
уровень/ В. М. Чаругин. – М.: Просвещение, 2018. – 144с: ил. – (Сферы 1­11).
r / D = 3 ∙104 пк ∙ (2 ∙ 105)" / 6 ∙105 пк = 10000"

Слайд 1


Тема: Пространственная скорость звезд Самую узнаваемую группа звезд на небе Северного полушария – Большой Ковш (часть созвездия Большой Медведицы, имеет различные имена у разных народов). Пять звезд Большого Ковша расположены в одном месте в пространстве и возможно, что образовались примерно в одно время. Воронецкий Никита

Слайд 2

Собственное движение звезды

Собственное движение измеряется в секундах дуги в годμ[″/год ]. В 720г И. Синь (683-727, Китай) в ходе углового изменения расстояния между 28 звездами, впервые высказывает догадку о перемещении звезд. В 1718гЭ. Галлей (1656-1742, Англия) открывает собственное движение звезд, исследуя и сравнивая каталоги Гиппарха (125г до НЭ) и Дж. Флемстида (1720г). Первой звездой, у которой он в 1717г обнаружил собственное движение была Арктур (α Волопаса), находящуюся в 36 св.г. и имеющей собственное движение 2,3"/ год. Из наблюдений было замечено, что координаты звезд медленно меняются вследствие их перемещения по небу. Итак, звезды движутся, т.е. меняют со временем свои координаты. К концу 18 века измерено собственное движение 13 звезд, а В. Гершель в 1783г открыл, что наше Солнце также движется в пространстве.

Слайд 3

Изменение положения звезд на небе

Звезда Бернарда в созвездии Змееносца самая быстро перемещающаяся (10,31”/год) звезда на небе. Смещение звезд за 100 лет в сравнении с диском Луны. Звезды движутся с разными скоростями, в разном направлении и находятся на разном расстоянии от нас. Вследствие этого взаимное расположение звезд меняется со временем, что можно заметить в течение тысячелетий. Взаимное расположение группы звезд Большой Медведицы со временем. Какие звезды скорее всего принадлежит к одной группе?

Слайд 4

Пространственная скорость

Так как r =a/π , то с учетом смещения μ получим r.μ =a.μ/π; но r.μ/год=υ, тогда подставляя числовые данные получим тангенциальную скоростьυτ =4,74.μ/π. Лучевую скорость υr определяют по спектру [эффект Х. Доплера (1803-1853, Австрия), установившего в 1842г, что длина волны источника изменяется в зависимости от направления движения] υr =∆λ.с/λо Применимость эффекта к световым волнам была доказана в 1900году в лабораторных условиях А. А. Белопольским(1854-1934). Состоит из: Vr-лучевая (по лучу зрения)скорость Vτ- тангенциальная скорость Из рисунка по теореме Пифагора

Слайд 5

Лучевая скорость

На рисунках показано смещение линии водорода в спектре звезды в зависимости от направления движения звезды относительно Земли. Приближение - смещается к Фиолетовому (знак "-"). Удаление - смещается к Красному (знак "+"). Закон Доплера, где V – проекция скорости источника на луч зрения Первым измерил лучевые скорости нескольких ярких звезд в 1868г Уильям Хеггинс (1824 - 1910, Англия). С 1893г впервые в России Аристарх Аполлонович Белопольский (1854 - 1934) приступил к фотографированию звезд и проведя многочисленные точные измерения определил лучевые скорости 220 ярких (2,5-4m) звезд.

Слайд 6

Связь собственного движения звезд с их координатами

Положение любой звезды в пространстве характеризуется экваториальными координатами. α - прямое восхождение δ - склонение Вследствие обращения Земли вокруг Солнца со скоростью V≈30 км/с, линии в спектре удаляющихся звезд дополнительно смещаются к красному концу спектра на ∆λ/λ=V/с=10-4, а при приближении на такую же величину к фиолетовому. Собственное движение звезд характеризуется: μα - собственное движение по прямому восхождению μδ - собственное движение по склонению Изменение координат звезды за год определяют по формулам: Δα=3,07с+1,34сsinα.tanδ Δδ=20,0".cosα

Слайд 7

Самые быстрые звезды неба

Самая быстро перемещающаяся по небу звезда ß Змееносца (летящая Барнарда), открыта в 1916г Э. Барнард (1857-1923, США). m=9,7m , r=1,828 пк, μ =10,31"/год, красный карлик Лучевая скорость=106,88 км/с, Пространственная (под углом 38°)=142км/с. Собственные движения и лучевые скорости ярких звезд После измерения собственных движений > 50000 звезд, выяснилось, что самая быстрая звезда неба в созвездии Голубя (μ Col) имеет пространственную скорость=583км/с. На ряде обсерваторий мира, располагающих крупными телескопами, в том числе Крымской астрофизической, ведутся многолетние определения лучевой скорости звёзд. Но наиболее успешные измерения проведены КА для высокоточных измерений параллаксов «Гиппарх» (HIPPARCOS, работа 1990-1993гг).

Посмотреть все слайды

Для учащихся 9–11 классов на 16.03.2013

Пространственное движение звезд

Задачи для самостоятельного решения

1..gif" width="45" height="21">; возможная неточность (вероятная ошибка) его измерения составляет . Что можно сказать о расстоянии до звезды?

3. Вычислить абсолютную звездную величину Сириуса, зная, что его параллакс равен видимая звездная величина равна .

4. Во сколько раз слабее Солнца звезда Проксима Центавра, для которой .

5. Звездная величина Веги равна 9 сентября" href="/text/category/9_sentyabrya/" rel="bookmark">9 сентября 1949 г. и 7 марта следующего года?

10. Вывести формулу, дающую поправку наблюденной лучевой скорости звезды за влияние годичного движения Земли для случая, когда звезда находится в полюсе эклиптики.

11. Вывести формулу, дающую поправку наблюденной лучевой скорости звезды за влияние годичного движения Земли для случая, когда звезда находится в плоскости эклиптики. Звезду считать находящейся в точке весеннего равноденствия, а орбиту Земли считать круговой.

12. Звезда с координатами ..gif" width="16" height="17">.gif" width="63" height="21"> по направлению, позиционный угол которого . Определить компонент собственного движения .

14..gif" width="61" height="21"> по направлению, позиционный угол которого . Определить компоненты собственного движения по обеим координатам и .

15..gif" width="45" height="21"> . Какова ее тангенциальная скорость?

16. Лучевая скорость Альдебарана равна +54 км/с , а тангенциальная скорость 18 км/с. Найти полную пространственную скорость его относительно Солнца.

17. Собственное движение Сириуса по прямому восхождению равно , а по склонению в год, лучевая скорость равна км/с, а параллакс Определить полную пространственную скорость Сириуса относительно Солнца и угол, образуемый ею с лучом зрения.

18. Полная пространственная скорость звезды Канопус 23 км/с образует угол в с лучом зрения. Определить лучевую и тангенциальную составляющие скорости.

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

Звездочки ясные, звезды высокие!
Что вы храните в себе, что скрываете
Звезды, таящие мысли глубокие,
Силой какою вы душу пленяете?
Частые звездочки, звездочки тесные!
Что в вас прекрасного, что в вас могучего?
Чем увлекаете, звезды небесные,
Силу великую знания жгучего?
С. А Есенин

Урок 6/23

Тема: Пространственная скорость звезд

Цель: Познакомить с движением звезд - пространственной скоростью и ее составляющими: тангенциальная и лучевая, эффектом (законом) Доплера.

Задачи :
1. Обучающая : ввести понятия: собственного движения звезд, лучевой и тангенциальной скорости. Вывести формулу определения пространственной и тангенциальной скорости звезд. Дать представление об эффекте Доплера.
2. Воспитывающая : обосновать вывод о том, что звезды движутся и как следствие со временем изменяется вид звездного неба, гордость за российскую науку - исследования российского астронома А.А. Белопольского, содействовать формированию таких мировоззренческих идей, как причинно-следственные связи, познаваемость мира и его закономерностей.
3. Развивающая : умение определять направление (знак) лучевой скорости, формирование умения анализировать материал, содержащийся в справочных таблицах.

Знать:
1-й уровень (стандарт) - понятие скоростей: пространственной, тангенциальной и лучевой. Закон Доплера.
2-й уровень - понятие скоростей: пространственной, тангенциальной и лучевой. Закон Доплера.
Уметь:
1-й уровень (стандарт) - определять скорости движения звезд, направление движения по смещению линий в спектре звезды.
2-й уровень - определять скорости движения звезд, направление движения по смещению линий в спектре.

Оборудование: Таблицы: звезды, карта звездного неба (настенная и подвижная), звездный атлас. Диапозитивы. CD- "Red Shift 5.1", фотографии и иллюстрации астрономических объектов из Интернета, мультимедийного диска «Мультимедиа библиотека по астрономии»

Межпредметные связи: математика (совершенствование вычислительных навыков в нахождении десятичных логарифмов, разложение вектора скорости на составляющие), физика (скорость, спектральный анализ).

Ход урока:

Опрос учащихся.

У доски:
1) Параллактический способ определения расстояния.
2) Определить расстояние через блеск ярких звезд..
3) Решение задач из домашней работы №3, №4, №5 из §22 (стр. 131, №5 аналог дополнительного задания 2, урока 22) - показать решения.
Остальные:
1) На компьютере найти яркие звезды и охарактеризовать их.
2) Задача 1: Во сколько раз Сириус ярче чем Альдебаран? { зв. величину возьмем из табл. XIII, I 1 / I 2 =2,512 m 2 -m 1 , I 1 / I 2 =2,512 0,9+1,6 =1 0}
3) Задача 2: Одна звезда ярче другой в 16 раз. Чему равна разность их звездных величин? {I 1 / I 2 =2,512 m 2 -m 1 , 16=2,512 ?m , ?m ≈ 1,2/0,4=3}
4) Задача 3: Параллакс Альдебарана 0,05". Сколько времени свет от этой звезды идет до нас? {r=1/π, r=20пк=65,2 св.г

Новый материал.
В 720г И. Синь (683-727, Китай) в ходе углового изменения расстояния между 28 звездами, впервые высказывает догадку о перемещении звезд. Дж. Бруно также утверждал, что звезды движутся.
В 1718г Э. Галлей (Англия) открывает Собственное движение звезд , исследуя и сравнивая каталоги Гиппарха (125г до НЭ) и Дж. Флемстида (1720г) установил, что за 1900 лет некоторые звезды переместились: Сириус (α Б.Пса) сместившийся к югу почти на полтора диаметра Луны, Арктур (α Волопаса) на два диаметра Луны к югу и Альдебаран (α Тельца) сместившийся на 1/4 диаметра Луны к востоку. Впервые доказывает, что звезды - далекие Солнца. Первой звездой, у которой он в 1717г обнаружил собственное движение была Арктур (α Волопаса), находящуюся в 36,7 св.г.
Итак, звезды движутся, т. е меняют со временем свои координаты. К концу 18 века измерено собственное движение 13 звезд, а В. Гершель в 1783г открыл, что наше Солнце также движется в пространстве.

	Пусть m - угол, на который сместилась звезда за год (собственное движение - "/ год). Из рисунка по теореме Пифагора υ= √(υ r 2 +υ τ 2) , где υ r - лучевая скорость (по лучу зрения), а υ τ - тангенциальная скорость (^ лучу зрения). Так как r =a /π , то с учетом смещения m ® r . m =a . m/π ; но r . m / 1год=u , тогда подставляя числовые данные получим тангенциальную скорость υ τ =4,74 . m/π (форм. 43) Лучевую скорость υ r определяют по эффекту Х. Доплера (1803-1853, Австрия) (радиальной (лучевой в астрономии) скорости), установившего в 1842г, что длина волны источника изменяется в зависимости от направления движения. Применимость эффекта к световым волнам была доказана в 1900 в лабораторных условиях А. А. Белопольским . υ r =?λ . с/λ о.
	Приближение источника - смещается к Фиолетовому (знак "- "). Удаление источника - смещается к Красному (знак "+ ") .
Первым измерил лучевые скорости нескольких ярких звезд в 1868г Уильям Хеггинс (1824 - 1910, Англия). С 1893г впервые в России Аристарх Аполлонович Белопольский (1854 - 1934) приступил к фотографированию звезд и проведя многочисленные точные измерения лучевых скоростей звезд (один из первых в мире взяв эффект Доплера на вооружение), изучая их спектры, определил лучевые скорости 220 ярких (2,5-4 m) звезд.

Самая быстро перемещающаяся по небу звезда ß Змееносца (летящая Барнарда , Звезда Барнарда , HIP 87937, открыта в 1916г Э. Барнард (1857-1923, США)), m =9,57 m , r =1,828 пк, m =10,31 " , красный карлик. Существует у звезды спутник в М=1,5М Юпитера, или планетная система. У ß Змееносца лучевая скорость=106,88км/с, пространственная (под углом 38 °)=142км/с. После измерения собственных движений > 50000 звезд, выяснилось, что самая быстрая звезда неба в созвездии Голубя (m Col) имеет пространственную скорость=583км/с.
На ряде обсерваторий мира, располагающих крупными телескопами, в том числе еще в СССР (на Крымской астрофизической обсерватории АН СССР), ведутся многолетние определения Лучевая скорость звёзд. Измерения Лучевая скорость звёзд в галактиках позволили обнаружить их вращение и определить кинематические характеристики вращения галактик, а также нашей Галактики. Периодические изменения Лучевой скорости некоторых звёзд позволяют обнаружить их движение по орбите в двойных и кратных системах, а когда определить их орбиты, линейные размеры и расстояние до звезды.
Дополнение .
Двигаясь, звезда со временем меняет свои экваториальные координаты, поэтому собственное движение звезды можно по экваториальным координатам разложить на составляющие и получим m =√ (m a 2 + m δ 2 ). Изменение же координат звезды за год в астрономии определяют по формулам: Δα=3,07 с +1,34 с sinα . tanδ и Δδ=20,0" . cosα
III. Закрепление материала.
1. Пример №10 (стр. 135) - просмотреть
2.Самостоятельно: Из предыдущего урока для своей звезды найти пространственную скорость (взяв из таблицы XIII расстояние) и из данной таблицы m и υ r . Найти по ПКЗН и определить координаты звезды.

Решение: (последовательность) Так как υ= √(υ r 2 +υ τ 2) , сперва находим π =1/r, затем υ τ =4,74 . m /π , а только теперь находим υ= √(υ r 2 +υ τ 2)
3.
Итог:
1. Что такое собственное движение звезды?
2. Какую скорость мы называем пространственной, тангенциальной, лучевой? Как они находятся?
3. В чем заключается эффект Доплера?
4. Оценки.

Дома: §23, вопросы стр. 135

Урок оформила член кружка "Интернет-технологии" Леоненко Катя (11 кл), 2003 год.

«Планетарий» 410,05 мб		Ресурс позволяет установить на компьютер учителя или учащегося полную версию инновационного учебно-методического комплекса "Планетарий". "Планетарий" - подборка тематических статей - предназначены для использования учителями и учащимися на уроках физики, астрономии или естествознания в 10-11 классах. При установке комплекса рекомендуется использовать только английские буквы в именах папок.
Демонстрационные материалы 13,08 мб		Ресурс представляет собой демонстрационные материалы инновационного учебно-методического комплекса "Планетарий".
Планетарий 2,67 мб		Данный ресурс представляет собой интерактивную модель "Планетарий", которая позволяет изучать звездное небо посредством работы с данной моделью. Для полноценного использования ресурса необходимо установить Java Plug-in
Урок	Тема урока	Разработки уроков в коллекции ЦОР	Статистическая графика из ЦОР
Урок 23	Пространственная скорость звезд		Смещение звезд за 100 лет 158,9 кб Измерение угловых смещений звезд 128,6 кб Собственное движение звезды 128,3 кб Компоненты собственного движения звезды 127,8 кб Лучевая и тангенциальная скорости 127,4 кб

Сравнение экваториальных координат одних и тех же звёзд, определённых через значительные промежутки времени, показало, что a и d меняются с течением времени. Значительная часть этих изменений вызывается прецессией, нутацией, аберрацией и годичным параллаксом. Если исключить влияние этих причин, то изменения уменьшаются, но не исчезают полностью. Оставшееся смещение звезды на небесной сфере за год называется собственным движением звезды m. Оно выражается в сек. дуги в год.

Собственные движения различны у разных звёзд по величине и направлению. Только несколько десятков звёзд имеют собственные движения больше 1” в год. Самое большое известное собственное движение у “летящей” звезды Барнарда m = 10”,27. Основное число звёзд имеет собственное движение равное сотым и тысячным долям секунды дуги в год.

За большие промежутки времени, равные десяткам тысяч лет, рисунки созвездий сильно меняются.

Собственное движение звезды происходит по дуге большого круга с постоянной скоростью. Прямое восхождение изменяется на величину m a , называемую собственным движением по прямому восхождению, а склонение - на величину m d , называемую собственным движением по склонению.

Собственное движение звезды вычислятся по формуле:

m = Ö(m a 2 + m d 2).

Если известно собственное движение звезды за год и расстояние до неё r в парсеках, то нетрудно вычислить проекцию пространственной скорости звезды на картинную плоскость. Эта проекция называется тангенциальной скоростью V t и вычисляется по формуле:

V t = m”r/206265” пс/год = 4,74 m r км/с.

чтобы найти пространственную скорость V звезды, необходимо знать её лучевую скорость V r , которая определяется по допплеровскому смещению линий в спектре звезды. Поскольку V t и V r взаимно перпендикулярны, пространственная скорость звезды равна:

V = Ö(V t 2 + V r 2).

Самыми быстрыми звёздами являются переменные типа RR Лиры. Их средняя скорость относительно Солнца равна 130 км/с. Однако, эти звёзды движутся против вращения Галактики, поэтому их скорость оказывается малой (250 -130 = 120 км/с). Очень быстрые звёзды, со скоростями около 350 км/с относительно центра Галактики не наблюдаются, потому что скорости 320 км/с достаточно, чтобы покинуть поле притяжения Галактики или вращаться по сильно вытянутой орбите.

Знание собственных движений и лучевых скоростей звёзд позволяет судить о движениях звёзд относительно Солнца, которое тоже движется в пространстве. Поэтому наблюдаемые движения звёзд складываются из двух частей, из которых одна является следствием движения Солнца, а другая - индивидуальным движением звезды.

Чтбы судить о движениях звёзд, следует найти скорость движения Солнца и исключить её из наблюдаемых скоростей движения звёзд.

Точка на небесной сфере, к которой направлен вектор скорости Солнца называется солнечным апексом, а противоположная точка - антиапексом.

Апекс Солнечной системы находится в созвезди Геркулеса, имеет координаты: a = 270 0 , d = +30 0 . В этом направлении Солнце движется со скоростью около 20 км/с, относительно звёзд, находящихся от него не далее 100 пс. В течение года Солнце проходит 630 000 000 км, или 4,2 а.е.

Если какая-то группа звёзд движется с одинаковой скоростью, то находясь на одной из этих вёзд, нельзя обнаружить общее движение. Иначе обстоит дело, если скорость меняется так, как будто группа звёзд движется вокруг общего центра. Тогда скорость более близких к центру звёзд будет меньшей, чем удалённых от центра. Наблюдаемые лучевые скорости далёких звёзд демонстрируют такое движение. Все звёзды вместе с Солнцем движутся перпендикулярно к направлению на центр Галактики. Это движение является следствием общего вращения Галактики, скорость которого меняется с расстоянием от её центра (дифференциальное вращение).

Вращение Галактики имеет следующие особенности:

1. Оно происходит по часовой стрелке, если смотреть на Галактику со стороны северного её полюса, находящегося в созвездии Волос Вероники.

2. Угловая скорость вращения убывает по мере удаления от центра.

3. Линейная скорость вращения сначала возрастает по мере удаления от центра. Затем примерно на расстоянии Солнца достигает наибольшего значения около 250 км/с, после чего медленно убывает.

4. Солнце и звёзды в его окрестности совершают полный оборот вокруг центра Галактики примерно за 230 млн. лет. Этот промежуток времени называется галактическим годом.

24.2 Звездные населения и галактические подсистемы .

Звёзды, расположенные вблизи Солнца отличаются большой яркостью и относятся к I типу населения. они обычно находятся во внешних областях Галактики. Звёзды, расположенные далеко от Солнца, находящиеся около центра Галактики и в короне относятся ко II типу населения. Разделение звёзд на населения было проведено Бааде при изучении Туманности Андромеды. Самые яркие звёзды населения I - голубые и имеют абсолютные величины до -9 m , а самые яркие звёзды населения II - красные с абс. величиной -3 m . Кроме того население I характеризуется обилием межзвёздного газа и пыли, которые отсутствуют в населении II.

Детальное разделение звёзд в Галактике на населения включает 6 типов:

1. Крайнее население I - включает объекты, содержащиеся в спиральных ветвях. Сюда относятся межзвёздные газ и пыль, сконцентрированные в спиральных рукавах, из которых образуются звёзды. Звёзды этого населения очень молоды. Их возраст составляет 20 - 50 млн. лет. Область существования этих звёзд ограничена тонким галактическим слоем: кольцом с внутренним радиусом 5000 пс, внешним радиусом 15 000 пс и толщиной около 500 пс.

К этим звёздам относятся звёзды спектральных классов от О до В2, сверхгиганты поздних спектральных классов, звёзды типа Вольфа-Райе, эмиссионные звёзды класса В, звёздные ассоциации, переменные типа Т Тельца.

2. Звёзды обычного населения I немного старше, их возраст 2-3 космических года. Они удалились от спиральных рукавов и часто находятся вблизи центральной плоскости Галактики.

К ним относятся звёзды подклассов от В3 до В8 и нормальные звёзды класса А, расс. скопления со звёздами этих же классов, звёзды классов от А до F с сильными линиями металлов, менее яркие красные сверхгиганты.

3. Звёзды населения диска. Их возраст от 1 до 5 млрд. лет, т.е. 5-25 космических лет. К этим звёздам относится и Солнце. К этому населению относится множетсво малозаметных звёзд, находящихся в пределах 1000 пс от центральной плоскости в галактическом поясе с внутренним радиусом 5000 пс и внешним радиусом 15 000 пс. К этим звёздам относятся обычные гиганты классов от G до К, звёзды главной последовательности классов от G до К, долгопериодические переменные, с периодами более 250 суток, полуправильные переменные звёзды, планетарные туманности, новые звёзды, старые рассеянные скопления.

4. Звёзды промежуточного населения II включают объекты находящиеся на расстояниях свыше 1000 пс по обе стороны от центральной плоскости Галактики. Эти звёзды вращаются по вытянутым орбитам. К ним относится большинство старых звёзд, с возрастом от 50 до 80 космических лет, звёзды с большими скоростями, со слабыми линиями, долгопериодические переменные с периодами от 50 до 250 суток, цефеиды типа W Девы, переменные типа RR Лиры, белые карлики, шаровые скопления.

5. Население галактической короны. относятся объекты, возникшие на ранних стадиях эволюции Галактики, которая была в то время менее плоской чем сейчас. К этим объектам относятся субкарлики, шаровые скопления короны, звёзды типа RR Лиры, звзёзды с крайне слабыми линиями, звёзды с самыми большими скоростями.

6. Звёзды населения ядра включают наименее известные объекты. В спектрах этих звёзд, наблюдаемых в других галактиках, сильны линии натрия, итенсивны полосы циана (CN). Это могут быть карлики класса М. К таким объектам относят звёзды типа RR Лиры, шаровые зв. скопления богатые металлами, планетарные туманности, карлики класса М, ззвёзды-гиганты классов G и М с сильными полосами циана, инфракрасные объекты.

Важнейшие элементы структуры Галактики - центральное сгущение, спиральные рукава, диск. Центральное сгущение Галактики скрыто от нас тёмной непрозрачной материей. Лучше всего видна его южная половина в виде яркого звёздного облака в созвездии Стрельца. В инфракрасных лучах удаётся наблюдать и вторую половину. Эти половины разделяет мощная полоса пылевой материи, которая непрозрачна даже для инфракрасных лучей. Линейные размеры центрального сгущения 3 на 5 килопарсек.

Область Галактики на расстоянии 4-8 кпс от центра выделяется рядом особенностей. В ней сосредоточено наибольшее число пульсаров и газовых остатков от взрывов сверхновых звёзд, интенсивно нетепловое радиоизлучение, чаще встречаются молодые и горячие О и В-звёзды. В этой области существуют водородные молекулярные облака. В диффузной материи этой области увеличена концентрация космических лучей.

На расстоянии 3-4 кпс от центра Галактики методами радиоастрономии обнаружен рукав нейтрального водорода с массой около 100 000 000 солнечной, расширяющийся со скоростью около 50 км/с. по другую сторону от центра, на расстоянии около 2 кпс имеется рукав с массой в 10 раз меньшей, удаляющийся от центра со скоростью 135 км/с.

В области центра имеется несколько газовых облаков с массами 10 000 - 100 000 масс Солнца, удаляющихся со скоростью 100 - 170 км/с.

Центральная область с радиусом меньше 1 кпс занята кольцом из нейтрального газа, которое вращается со скоростью 200 км/с вокруг центра. Внутри него имеется обширная область H II в форме диска с диаметром около 300 пс. В области центра наблюдается нетепловое излучение, что свидетельствует об увеличении концентрации космических лучей и напряжённости магнитных полей.

Совокупность явлений, наблюдаемых в центральных областях Галактики, говорит о возможности того, что свыше 10 000 000 лет назад из центра Галактики произошёл выброс газовых облаков с общей массой порядка 10 000 000 масс Солнца и со скоростью порядка 600 км/с.

В созвездии Стрельца, вблизи центра Галактики имеется несколько мощных источников радио- и инфракрасного излучения. Один из них - Стрелец-А находится в самом центре Галактики. Его окружает кольцеобразное молекулярное облако радиусом в 200 пс, расширяющееся со скоростью 140 км/с. В центральных областях идёт активный процесс звездообразования.

В центре нашей Галактики скорее всего находится ядро, похожее на шаровое звёздное скопление. инфракрасные приёмники обнаружили там эллиптический объект размерами в 10 пс. Внутри него может находиться плотное звёздное скопление диаметром 1 пс. Это может быть и объект неизвестной релятивистской природы.

24.3 Спиральная структура Галактики .

Природу спиральной структуры Галактики связывают со спиральными волнами плотности, распространяющимися в звёздном диске. Эти волны подобны звуковым волнам, но из-за вращения приобретают вид спиралей. Среда, в которой распространяются эти волны состоит не только из газово-пылевой межзвёздной материи, но и из самих звёзд. Звёзды тоже образуют своеобразный газ, отличающийся от обычного тем, что между его частицами не бывает столкновений.

Спиральная волна плотности, как и обычная продольная волна, представляет собой чередование последовательных уплотнений и разрежений Среды. В отличие от газа и звёзд, спиральный узор волн вращается в ту же сторону, что и вся Галактика, но заметно медленнее и с постоянной угловой скоростью, как твёрдое тело.

Поэтому вещество постоянно догоняет спиральные ветви с внутренней стороны и проходит через них. Однако у звёзд и газа это прохождение через спиральные ветви происходит по разному. Звёзды, как и газ, уплотняются в спиральной волне, их концентрация увеличивается на 10 - 20%. Соответственно возрастает и гравитационный потенциал. Но поскольку между звёздами столкновений не происходит, они сохраняют момент, чуть изменяют свой путь в пределах спирального рукава и выходят из него практически в том же направлении, в каком они вошли.

Газ ведёт себя иначе. Из-за столкновений, входя в рукав, он теряет момент количества движения, тормозится и начинает скапливаться у внутренней границы рукава. Набегающие новые порции газа приводят к образованию у этой границы ударной волны с большим перепадом плотности. В результате у спиральных ветвей образуются кромки уплотнения газа и возникает тепловая неустойчивость. Газ быстро становится непрозрачным, остывает и переходит в плотную фазу, образуя газово-пылевые комплексы, благоприятные для звездообразования. Молодые и горячие звёзды возбуждают свечение газа, из-за чего возникают яркие туманности, которые вместе с горячими звёздами очерчивают спиральную структуру, повторяющую спиральную волну плотности в звёздном диске.

Спиральная структура нашей Галактики была изучена при помощи исследования других спиральных галактик. Исследования показали, что спиральные ветви соседних галактик состоят из горячих гигантов, сверхгигантов, пыли и газа. Если убрать эти объекты, то исчезнут спиральные ветви. Красные и жёлтые звёзды заполняют равномерно области в ветвях и между ними.

Чтобы прояснить спиральную структуру нашей Галактики нужно наблюдать горячие гиганты, пыль и газ. Это сделать достаточно сложно, потому-что Солнце находится в плоскости Галактики и различные спиральные ветви проектируются друг на друга. Современные методы не позволяют точно определять расстояния до далёких гигантов, что затрудняет создание пространственной картины. К тому же в плоскости Галактики лежат большие массы пыли неоднородной структуры и различной плотности, что ещё более затрудняет исследование далёких объектов.

Большие надежды подаёт исследование водорода на длине волны 21 см. С их помощью можно измерить плотность нейтрального водорода в различных местах Галактики. Эта работа была проделана голландскими астрономами Холстом, Мюллером, Оортом и др. В результате получилась картина распределения водорода, обозначившая контуры спиральной структуры Галактики. Водород находится в больших количествах рядом с молодыми горячими звёздами, определяющими структуру спиральных ветвей. Излучение нейтрального водорода длинноволновое, находится в радиодиапазоне и для него межзвёздная пылевая материя прозрачна. 21-сантиметровое излучение доходит из самых далёких областей Галактики без искажений.

Галактика непрерывно изменяется. Эти изменения протекают медленно и постепенно. Исследователям их трудно обнаружить, потому-что человеческая жизнь очень коротка по сравнению с жизнью звёзд и галактик. Обращаясь к космической эволюции нужно выбирать очень длинную единицу времени. Такой единицей является космический год, т.е. время полного оборота Солнца вокруг центра Галактики. Он равен 250 млн. земных лет. Звёзды Галактики постоянно перемешиваются и за один космический год, двигаясь даже с небольшой скоростью 1 км/с друг относительно друга, две звезды удалятся на 250 пс. В течение этого времени одни звёздные группы могут распасться, другие образоваться вновь. Внешний вид Галактики сильно изменится. Кроме механических изменений, за космический год изменяется физическое состояние Галактики. Звёзды классов О и В могут ярко сиять лишь за время, равное какой-то части космического года. Возраст самых ярких наблюдаемых гигантов около 10 млн. лет. Однако, несмотря на это, конфигурация спиральных ветвей может оставаться достаточно стабильной. Одни звёзды будут покидать эти области, другие прилетать на их место, одни звёзды будут умирать, другие рождаться из огромной массы газово-пылевых комплексов спиральных ветвей. Если распределение положений и движений объектов в какой-нибудь галактике не подвергается большим изменениям, то эта звёздная система находится в состоянии динамического равновесия. Для определённой группы звёзд состояние динамического равновесия может сохраняться в течение 100 космических лет. Однако за более длительный период равный тысячам косм. лет состояние динамического равновесия будет нарушено из-за случайных близких прохождений звёзд. Ему на смену придёт динамически квазипостоянное состояние статистического равновесия, более устойчивое, при котором звёзды тщательнее перемешаны.

25. Внегалактическая астрономия.

25.1 Классификация галактик и их пространственное распределение .

Французские искатели комет Мессье и Мэшем составили в 1784 году каталог туманных объектов, наблюдаемых на небе невооружённым глазом или в телескоп для того, чтобы в дальнейшей работе не путать их с прилетающими кометами. Объекты каталога Мессье оказались самой разннобразной природы. Часть из них - звёздные скопления и туманности принадлежит нашей Галактике, другая часть - объекты более далёкие и являются такими же звёздными системами, как и наша Галактика. Понимание истинной природы галактик пришло не сразу. Только в 1917 году Ричи и Кертис, наблюдая сверхновую звезду в галактике NGC 224 вычислили, что она находится на расстоянии 460 000 пс, т.е. в 15 раз больше диаметра нашей Галактики, а значит далеко за её пределами. Окончательно вопрос прояснился в 1924-1926 гг., когда Э. Хаббл при помощи 2,5-метрового телескопа получил фотографии Туманности Андромеды, где спиральные ветви разложились на отдельные звёзды.

Сегодня известно очень много галактик, находящихся от нас на расстоянии от сотен тысяч до миллиардов св. лет.

Многие галактики описаны и сведены в каталоги. Наиболее употребительный - “Новый общий каталог Дрейера” (NGC). Каждая галактика имеет свой номер. Например, Туманность Андромеды обозначается NGC 224.

Наблюдение галактик показало, что они очень разнообразны по форме и структуре. По внешнему виду разделяют галактики эллиптические, спиральные, линзовидные и неправильные.

Эллиптические галактики (Е) имеют на фотографиях форму эллипсов без резких границ. Яркость плавно увеличивается от периферии к центру. Внутренняя структура обычно отсутствует. Эти галактики построены из красных, жёлтых гигантов, красных и жёлтых карликов, некоторого количества белых звёзд невысокой светимости, т.е. в основном из звёзд II типа населения. Нет бело-голубых сверхгигантов, которые обычно создают структуру спиральных рукавов. Внешне эллиптические галактики различаются большим или меньшим сжатием.

Показателем сжатия является величина

легко отыскиваемая, если на фотографии измерены большая a и малая b полуоси. Показатель сжатия дописывается за буквой, обозначающей форму галактики, например, Е3. Выяснилось, что сильно сжатых галактик нет, поэтому самый большой показатель - 7. Сферическая галактика имеет показатель 0.

Очевидно, что эллиптические галактики имеют геометрическую форму эллипсоида вращения. Э.Хаббл поставил задачу, не является ли разнообразие наблюдаемых форм следствием различной ориентации одинаково сплюснутых галактик в пространстве. Эта задача была решена математически и получен ответ, что в составе скоплений галактик наиболее часто встречаются галактики с показателем сжатия 4, 5, 6, 7 и почти нет сферических галактик. А вне скоплений встречаются почти только галактики с показателями 1 и 0. Эллиптические галактики в скоплениях - это гигантские галактики, а вне скоплений - карликовые.

Спиральные галактики (S). В них наблюдается структура в виде спиральных ветвей, которые выходят из центрального ядра. Ветви выделяются на менее ярком фоне из-за того, что содержат наиболее горячие звёзды, молодые скопления, светящиеся газовые туманности.

Эдвин Хаббл разбил спиральные галактики на подклассы. Мерой служит степень развития ветвей и размер ядра галактики.

В галактиках Sa ветви туго закрученные и сравнительно гладкие, слабо развитые. Ядра всегда большие, обычно составляют около половины наблюдаемого размера всей галактики. Галактики этого подкласса наиболее похожи на эллиптические. Обычно наблюдаются две ветви, выходящие из противоположных частей ядра, но редко бывает и больше.

У галактик Sb спиральные ветви заметно развиты, но не имеют разветвлений. Ядра меньше чем у предыдущего класса. У галактик такого типа часто наблюдается много спиральных ветвей.

Галактики с сильно развитыми, разделяющимися на несколько рукавов ветвями и малым по сравнению с ними ядром относятся к типу Sc.

Несмотря на многообразие внешнего вида, спиральные галактики имеют сходное строение. В них можно выделить три составляющие: звёздный диск, толщина которого в 5-10 раз меньше диаметра галактики, сфероидальную составляющую, плоскую составляющую, которая меньше в несколько раз по толщине чем диск. К плоской составляющей относятся межзвёздный газ, пыль, молодые звёзды, спиральные ветви.

Коэффициент сжатия спиральных галактик всегда больше 7. В то же время у эллиптических всегда меньше 7. Это говорит о том, что в слабо сжатых галактиках спиральная структура не может развиться. Для её появления нужно, чтобы система было сильна сжата.

Доказано, что сильно сжатая галактика в ходе эволюции не может стать слабо сжатой, также как и наоборот. Значит эллиптические галактики не могут превращаться в спиральные, а спиральные в эллиптические. Различное сжатие обусловлено различным количеством вращения систем. Те галактики, которые при формировании получили достаточное количество вращения, приняли сильно сжатую форму, в них развились спиральные ветви.

Встречаются спиральные галактики у которых ядро находится в середине прямой перемычки и спиральные ветви начинаются лишь у концов этой перемычки. Такие галактики обозначаются SBa, SBb, SBc. Добавление буквы В указывает на присутствие перемычки.

Линзовидные галактики (S0). Внешне похожи на эллиптические, но имеют звёздный диск. По структуре похожи на спиральные галактики, но отличаются от них отсутствием плоской составляющей и спиральных ветвей. От спиральных галактик, наблюдаемых с ребра линзовидные галактики отличаются отсутствием полосы тёмной материи. Шварцшильд предложил теорию, по которой линзовидные галактики могут образовываться из спиральных в процессе выметания газо-пылевой материи.

Неправильные галактики (Ir). Имеют нессиметричный вид. В них нет спиральных ветвей, а горячие звёзды и газо-пылевая материя концентрируется в отдельные группы или разбросаны по всему диску. Имеется сфероидальная составляющая с малой яркостью. Эти галактики отличаются высоким содержанием межзвёздного газа и молодых звёзд.

Неправильная форма у галактики может быть вследствие того, что она не успела принять правильной формы из-за малой плотности в ней материи или из-за молодого возраста. Может стать неправильной галактика и из-за искажения формы в результате взаимодействия с другой галактикой.

Неправильные галактики разделяются на два подтипа.

Подтип Ir I характеризуется высокой поверхностной яркостью и сложностью неправильной структуры. В некоторых галактиках этого подтипа обнаруживается разрушенная спиральная структура. Такие галактики часто встречаются парами.

Подтип Ir II характеризуется низкой поверхностной яркостью. Это свойство мешает обнаружению таких галактик и их известно всего несколько. Малая поверхностная яркость свидетельствует о невысокой звёздной плотности. Значит эти галактики должны очень медленно переходить от неправильной формы к правильной.

В июле 1995 года было проведено исследование на космическом телескопе им. Хаббла по поиску неправильных слабых голубых галактик. Оказалось, что эти объекты, расположенные от нас на расстояниях от 3 до 8 млрд световых лет, самые распространённые. Большинство из них имеет чрезвычайно насыщенный голубой цвет, что говорит о том, что в них интенсивно идёт процесс звездообразования. На близких расстояниях, соответствующих современной Вселенной, эти галактики не встречаются.

Галактики гораздо многообразнее, чем рассмотренные виды, и это многообразие касается форм, структур, светимости, состава, плотности, массы, спектра, особенностей излучения.

Можно выделить следующие морфологические типы галактик, подходя к ним с разной точки зрения.

Аморфные, бесструктурные системы - включающие галактики E и большинство S0. В них нет или почти нет диффузной материи и горячих гигантов.

Галактики Аро - голубее остальных. Многие из них имеют узкие, но яркие линии в спектре. Может быть они очень богаты газом.

Галактики Сейферта - различного вида, но характерные очень большой шириной сильных эмиссионных линий в их спектрах.

Квазары - квазизвёздные радиоисточники, QSS, не отличимые по виду от звёзд, но излучающие радиоволны, как наиболее мощные радиогалактики. Они характерны голубоватым цветом и яркими линиями в спектре, имеющими огромное красное смещение. По светимости превосходят галактики - сверхгиганты.

Квазаги - квазизвёздные галактики QSG - отличаются от квазаров отсутствием сильного радиоизлучения.