Предмет: Астрономія.
Клас: 10 11
Вчитель: Єлакова Галина Володимирівна.
Місце роботи: Муніципальна бюджетна загальноосвітня установа
«Середня загальноосвітня школа №7» м. Канаш Чуваської Республіки
Контрольна робота на тему «Галактика».
Перевірка та оцінка знань – обов'язкова умова результативності навчального процесу.
Тестовий тематичний контроль може проводитися письмово або за групами з різними
рівнем підготовки. Подібна перевірка досить об'єктивна, економна за часом,
забезпечує індивідуальний підхід. Крім того, учні можуть використати тести
для підготовки до заліків та ВПР. Використання запропонованої роботи не виключає
застосування та інших форм та методів перевірки знань та умінь учнів, як усний
опитування, підготовка проектних робіт, рефератів, есе тощо. Контрольна робота дається на
весь урок.
Підсумкова перевірка проводиться за темою, розділом за півріччя. Основна функція
контролююча. Будь-яка перевірка носить обов'язково і навчальну функцію, оскільки
допомагає повторити, закріпити, привести знання у систему. Під час перевірки контрольного
тесту виявляють типові помилки та утруднення. Переваги: ​​може охоплювати
великий обсяг матеріалу. Недолік: дають перевірку остаточного результату, але не
показують перебіг рішення.
Орієнтовна функція перевірки орієнтує вчителі на слабкі та сильні сторони
засвоєння матеріалу. Сам процес перевірки допомагає учням виділити головне в
досліджуваному, а вчителю визначити ступінь засвоєння цього головного.
Навчальна функція. Найголовніша функція перевірки. Перевірка допомагає уточнити та
закріпити знання виконання перевірочних завдань. Сприяє формуванню знань
до вищого рівня. Формує вміння самостійності та роботи з книгами.
Контролююча. Для контрольних робіт та самостійних робіт вона є
головною.
Діагностична. Встановлює причини успіхів та невдач учнів. Проводяться
спеціальні діагностувальні роботи, які визначають рівень засвоєння знань (їх 4
рівня).
Розвиваюча функція. Перевірка визначає здібності у того, хто навчається
розпоряджатися обсягом своїх знань та вмінням будувати власний алгоритм вирішення
задач.
Виховна функція. Привчає учнів до звітності, дисциплінує їх,
прищеплює почуття відповідальності, необхідність систематичних занять.
Оцінка письмових контрольних робіт.
Оцінка 5 ставиться до роботи, виконану повністю без помилок і недоліків.
Оцінка 4 ставиться за роботу, виконану повністю, але за наявності не більше однієї
помилки та одного недоліку, трохи більше трьох недоліків.
Оцінка 3 ставиться за роботу, виконану на 2/3 усієї роботи правильно або за
припущення не більше однієї грубої помилки, не більше трьох негрубих помилок, однієї
негрубої помилки та трьох недоліків, за наявності чотирип'яти недоліків.
Оцінка 2 ставиться за роботу, у якій кількість помилок та недоліків перевищила норму для
оцінки 3 чи правильно виконано менше 2/3 роботи.
Варіант I:

≈
≈
≈
75 км/с
47 км/с
14 км/с
200 км/с. Оцініть масу галактики.
1. Визначте просторову швидкість руху зірки, якщо модулі променевої
та тангенціальної складових цієї швидкості відповідно дорівнюють +30 та
29км/с. Під яким кутом променя зору спостерігача рухається ця зірка?
α
υ
= 44,5˚
А.
= 42 км/с,
α
υ
= 56,75˚
= 200 км/с,
Б.
υ
α
Ст.
= 896 км/с,
= 78˚
2. Визначте модуль тангенційної складової швидкості зірки, якщо її
річний паралакс дорівнює 0,05 ", а власний рух 0,15".
А.
Б.
Ст.
3. Галактика, що знаходиться на відстані 150 Мпк, має видимий кутовий
діаметр 20". Порівняйте її лінійні розміри з розмірами нашої Галактики.
А. 3 ∙ 104 пк, що приблизно в 4 рази менше за розміри нашої Галактики.
Б. 1,5 ∙ 104 пк, що приблизно в 2 рази менше за розміри нашої Галактики.
В. 6 ∙ 105 пк, що приблизно в 6 разів менше розмірів нашої Галактики.
4. Виміряна швидкість обертання зірок навколо центру галактики з відривом r
υ ≈
= 50 кпк від нього

А. Мгал. = 9 ∙ 1041кг
Б. Мгал. = 78 ∙ 1044кг
В. Мгал. = 68 ∙ 1051кг
5. Якими методами вивчають розподіл у Галактиці зірок та міжзоряного
речовини?
А. Дослідженням власного випромінювання міжзоряної речовини.
Б. Підрахунком числа зірок у малих ділянках піднебіння, дослідженням власного випромінювання
міжзоряної речовини та поглинання ним випромінювання зірок.
В. Підрахунком числа зірок у малих ділянках піднебіння.
Варіант ІІ:
1. Зірка рухається у просторі зі швидкістю 50 км/с у бік спостерігача
під кутом 30˚ до променя зору. Чому рівні модулі променевої та тангенціальної
складових швидкості зірки?
А. = 50 км/с; υr = 30 км/с.
Б. = 75 км/с; υr = 96 км/с.
В. = 25 км/с; υr = 43 км/с.
2. Обчисліть модуль та напрямок променевої швидкості зірки, якщо в її спектрі
лінія, що відповідає довжині хвилі 5,5 ∙ 10 – 4мм, зміщена до фіолетового
кінцю на відстань 5,5 ∙ 10 – 8мм.
А. 30 км/с, зірка віддаляється від нас.
Б. 30 км/с, зірка наближається до нас.
Ст 10 км/с, зірка наближається до нас.
3. Сонце обертається навколо центру Галактики з відривом 8 кпк зі швидкістю
220 км/с. Чому дорівнює маса Галактики всередині орбіти Сонця?
А. 91,4 ∙ 1047кг
Б. 18,67 ∙ 1044кг
В. 1,7 ∙ 1041кг
4. Якого кутового розміру бачитиме нашу Галактику (діаметр якої
складає

3 ∙104 пк) спостерігач, що знаходиться в галактиці М 31 (туманність Андромеди)
з відривом 6 ∙105 пк?
А. 10000"
Б. 50"
Ст 100"
5. Чому Чумацький Шлях проходить не точно великим колом небесної сфери?
А. Оскільки наша Галактика рухається у просторі у напрямку сузір'я Гідри з
швидкістю понад 1 500 000 км/год.
Б. Тому що гігантське скупчення зірок, газу та пилу, що утримується в просторі
силами тяжіння, витісняють Сонце із площини Галактики.
В. Тому що Сонце розташоване не точно в площині Галактики, а поблизу неї.
Відповіді:
Варіант I: 1 – А; 2 - В; 3 - Б; 4 – А; 5 Б.
Варіант II: 1 - У; 2 - Б; 3 - В; 4 – А; 5 – Ст.
Рішення:
Варіант I:
Завдання №1: υ2 = υ2
cos
Завдання №2: Тангенційна швидкість виражається в км/с і дорівнює ? = 4,74 µ/
π
; де
µ кутове переміщення зірки на небесній сфері за рік чи власний рух;
π
Завдання №3: Позначимо відстань до галактики через r, лінійний діаметр через
D,
σ
–σ
D = r ∙
кутовий діаметр, що виражається в секундах дуги.
Тоді r = (20"∙ 1,5 ∙108 пк) / (2 ∙ 105)" = 1,5 ∙ 104 пк, що приблизно в 2 рази менше
розмірів нашої Галактики.
Завдання №4: Центрошвидке прискорення дорівнює прискоренню сили тяжіння,
тому
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 ∙ 1011Мсонця
υ
- Річний паралакс зірки.
= 4,74 км/с ∙ (0,15"/0,05")
/r; а = GMгал/r2; тому Мгал = υ2
r; υ2 = (30 км/с) 2 + (29 км/с) 2;
c ∙ r c / G; G = 6,67 ∙ 10 – 11Н∙м2/кг2;
D і r виражені у парсеках, а
т + υ2
α
= 44,5˚
/ 206265". Звідси
r = D ∙
υ
= 42 км/с;
α
= 30/ 42;
≈
9 ∙ 10
41кг
≈
14 км/с.
σ
σ
/ 206265", де
r; υ2
υ sin
т + υ2
т; υт =
; α υт = 50 км/с ∙ ½ = 25 км/с;
Варіант ІІ:
Завдання №1: υ2 = υ2
r = υ2 = υ2
r = (50 км/с) 2 (25 км/с) 2; υr = 43 км/с
υ2
Завдання №2: З формули для обчислення променевої швидкості υr = Δ ∙ с/λ λ0 визначимо
υr.Для визначення υr потрібно виміряти зсув спектральної лінії, тобто. порівняти
положення даної лінії у спектрі зірки з положенням цієї лінії у спектрі
нерухомого джерела світла. Променева швидкість джерела, що віддаляється
виходить зі знаком плюс, а мінус, що наближається зі знаком.
Модуль υr = (5,5 ∙ 10 – 8мм / 5,5 ∙ 10 – 4мм) ∙ 3 ∙ 105 км/с = 30 км/с; модуль = 30 км/с;
оскільки лінії зміщені до фіолетового кінця, то зірка наближається до нас.

c/r c; υ2
σ
/ 206265". Звідси
r = D ∙
σ
c; Мгал = υ2
c ∙ r c / G; G = 6.67 ∙ 10 – 11Н∙м2/кг2.
/ 206265", де
D і r виражені у парсеках, а
c ∙ r c / G =((2,2 ∙105м/с)2 ∙ 2,4 ∙1020м) / (6.67 ∙ 10 – 11Н∙м2/кг2) = 1,7 ∙ 1041кг або
Завдання №3: Центрошвидке прискорення, яке відчуває Сонце під
дією тяжіння маси Галактики: а = υ2
c – швидкість Сонця, r c –
для Сонця;
а = GMгал/r2
Маса Галактики:
Мгал = υ2
Мгал = 1,7 ∙ 1041кг = 8 ∙ 1010Мсонця
Завдання №4: Позначимо відстань до галактики через r, лінійний діаметр через
D,
σ
- Кутовий діаметр. Для визначення діаметра галактики застосуємо формулу:
D = r ∙
б - кутовий діаметр, що виражається в секундах дуги.
σ

206265"∙
Література:
1. Малахова І.М.: Дидактичний матеріал з астрономії: Посібник для вчителя,/І.М.
Малахова, Є.К. Страут, М.: Просвітництво, 1989. 96 з.
2. Орлов В.Ф.: «300 питань з астрономії», видавництво «Просвіта», / В.Ф. Орлов
Москва, 1967.
3. Моше Д.: Астрономія: Кн. для учнів. Пров. з англ. / За ред. А.А. Гурштейна./Д.
Моше - М.: Просвітництво, 1985. - 255 с.
4. Воронцов Вільямінов Б.А. "Астрономія", / Б.А. ВоронцовВільямінов, Є.К. Страут;
Видавництво "Дрофа".
5. Левітан Є.П., "Астрономія": навч. для 11 кл., загальноосвіт. установ/Є. П.
Левітан: М.: «Освіта»,1994. - 207 с.
6.Чаругін В.М. Астрономія. 1011 класи: навч. для загальноосвіт. організацій: базовий
рівень / В. М. Чаругін. - М.: Просвітництво, 2018. - 144с: іл. – (Сфери 111).
r / D = 3 ∙104 пк ∙ (2 ∙ 105)" / 6 ∙105 пк = 10000"

Слайд 1


Тема: Просторова швидкість зірок Найвідоміша група зірок на небі Північної півкулі – Великий Ківш (частина сузір'я Великої Ведмедиці, має різні імена у різних народів). П'ять зірок Великого Ківша розташовані в одному місці в просторі і, можливо, утворилися приблизно в один час. Воронецький Микита

Слайд 2

Власний рух зірки

Власний рух вимірюється в секундах дуги на рік μ[/год]. У 720г І. Синь (683-727, Китай) в ході кутової зміни відстані між 28 зірками, вперше висловлює здогад про переміщення зірок. У 1718р. Галлей (1656-1742, Англія) відкриває власний рух зірок, досліджуючи та порівнюючи каталоги Гіппарха (125г до НЕ) та Дж. Флемстіда (1720г). Першою зіркою, у якої він у 1717 р виявив власний рух була Арктур ​​(α Волопаса), що у 36 св.г. і має власний рух 2,3"/ рік. Зі спостережень було помічено, що координати зірок повільно змінюються внаслідок їх переміщення по небу. Отже, зірки рухаються, тобто змінюють згодом свої координати. До кінця 18 століття виміряно власний рух 13 зірок, а В. Гершель у 1783 р. відкрив, що наше Сонце також рухається у просторі.

Слайд 3

Зміна положення зірок на небі

Зірка Бернарда в сузір'ї Змієносця зірка, що найшвидше переміщається (10,31”/рік) на небі. Зміщення зірок за 100 років порівняно з диском Місяця. Зірки рухаються з різними швидкостями, у різному напрямку та знаходяться на різній відстані від нас. Внаслідок цього взаємне розташування зірок змінюється згодом, що можна побачити протягом тисячоліть. Взаємне розташування групи зірок Великої Ведмедиці з часом. Які зірки, швидше за все, належить до однієї групи?

Слайд 4

Просторова швидкість

Оскільки r =a/π , то з урахуванням зміщення отримаємо r.μ =a.μ/π; але r.μ/год=υ, тоді підставляючи числові дані отримаємо тангенціальну швидкість =4,74.μ/π. Променеву швидкість υr визначають за спектром [ефект Х. Доплера (1803-1853, Австрія), що встановив у 1842 р, що довжина хвилі джерела змінюється в залежності від напрямку руху] υr = ∆λ.с/λо Застосовність ефекту до світлових хвиль була доведена в 1900 року в лабораторних умовах А. А. Білопольським (1854-1934). Складається з: Vr-променева (з променю зору)швидкість Vτ- тангенціальна швидкість З рисунка по теоремі Піфагора

Слайд 5

Променева швидкість

На малюнках показано усунення лінії водню у спектрі зірки залежно від напрямку руху зірки щодо Землі. Наближення - зміщується до Фіолетового (знак "-"). Вилучення - зміщується до Червоного (знак "+"). Закон Доплера, де V - проекція швидкості джерела на промінь зору Першим виміряв променеві швидкості декількох яскравих зірок у 1868 Вільям Хеггінс (1824 - 1910, Англія). З 1893 вперше в Росії Аристарх Аполлонович Білопольський (1854 - 1934) приступив до фотографування зірок і провівши численні точні вимірювання визначив променеві швидкості 220 яскравих (2,5-4m) зірок.

Слайд 6

Зв'язок власного руху зірок із їх координатами

Положення будь-якої зірки у просторі характеризується екваторіальними координатами. α - пряме сходження δ - відмінювання Внаслідок звернення Землі навколо Сонця зі швидкістю V≈30 км/с, лінії в спектрі зірок, що віддаляються, додатково зміщуються до червоного кінця спектру на ∆λ/λ=V/с=10-4, а при наближенні на таку ж величину до фіолетового. Зміна координат зірки за рік визначають за формулами: Δα=3,07с+1,34сsinα.tanδ Δδ=20,0".cosα

Слайд 7

Найшвидші зірки неба

Найшвидше переміщається по небу зірка ß Змієносця (Барнарда, що летить), відкрита в 1916 р. Е. Барнард (1857-1923, США). m=9,7m , r=1,828 пк, μ =10,31"/рік, червоний карлик Променева швидкість=106,88 км/с, Просторова (під кутом 38°)=142км/с. Власні рухи та променеві швидкості яскравих зірок Після вимірювання власних рухів > 50000 зірок, з'ясувалося, що найшвидша зірка неба в сузір'ї Голубя (μ Col) має просторову швидкість = 583 км / с. Але найуспішніші вимірювання проведені КА для високоточних вимірювань паралаксів «Гіппарх» (HIPPARCOS, робота 1990-1993гг).

Переглянути всі слайди

Для учнів 9–11 класів на 16.03.2013

Просторовий рух зірок

Завдання для самостійного вирішення

1..gif" width="45" height="21">; можлива неточність (імовірна помилка) його вимірювання становить . Що можна сказати про відстань до зірки?

3. Обчислити абсолютну зоряну величину Сіріуса, знаючи, що його паралакс дорівнює видима зоряна величина дорівнює .

4. У скільки разів слабша Сонця зірка Проксима Центавра, для якої .

5. Зоряна величина Веги дорівнює 9 вересня 9 вересня 1949 р. і 7 березня наступного року?

10. Вивести формулу, що дає поправку спостереженої променевої швидкості зірки за вплив річного руху Землі на випадок, коли зірка перебуває у полюсі екліптики.

11. Вивести формулу, що дає поправку спостереженої променевої швидкості зірки за вплив річного руху Землі на випадок, коли зірка перебуває у площині екліптики. Зірку вважати весняного рівнодення, що знаходиться в точці, а орбіту Землі вважати круговою.

12. Зірка з координатами ..gif" width="16" height="17">.gif" width="63" height="21"> в напрямку, позиційний кут якого Визначити компонент власного руху.

14..gif" width="61" height="21"> за напрямом, позиційний кут якого . Визначити компоненти власного руху по обох координатах і .

Яка її тангенційна швидкість?

16. Променева швидкість Альдебарана дорівнює +54 км/с, а тангенційна швидкість 18 км/с. Знайти повну просторову швидкість щодо Сонця.

17. Власний рух Сиріуса по прямому сходженню дорівнює , а по відмінюванню на рік, променева швидкість дорівнює км/с, а паралакс Визначити повну просторову швидкість Сіріуса щодо Сонця і кут, що утворюється нею з променем зору.

18. Повна просторова швидкість зірки Канопус 23 км/сутворює кут з променем зору. Визначити променеву та тангенціальну складові швидкості.

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

Зірочки ясні, зірки високі!
Що ви зберігаєте у собі, що приховуєте
Зірки, що тануть думки глибокі,
Силою якою ви душу полоните?
Часті зірочки, зірочки тісні!
Що у вас прекрасного, що у вас могутнього?
Чим захоплюєте, зірки небесні,
Силу велику знання пекучого?
С. А Єсенін

Урок 6/23

Тема: Просторова швидкість зірок

Ціль: Ознайомити з рухом зірок – просторовою швидкістю та її складовими: тангенційна та променева, ефектом (законом) Доплера.

Завдання :
1. Навчальна: ввести поняття: власного руху зірок, променевої та тангенційної швидкості Вивести формулу визначення просторової та тангенційної швидкості зірок. Дати уявлення про ефект Доплера.
2. Виховує: обгрунтувати висновок у тому, що зірки рухаються як наслідок згодом змінюється вигляд зоряного неба, гордість за російську науку - дослідження російського астронома А.А. Білопольського, сприятиме формуванню таких світоглядних ідей, як причинно-наслідкові зв'язки, пізнаваність світу та його закономірностей.
3. Розвиваюча: вміння визначати напрямок (знак) променевої швидкості, формування вміння аналізувати матеріал, що міститься в довідкових таблицях.

Знати:
1-й рівень (стандарт) - поняття швидкостей: просторової, тангенційної та променевої. Закон Доплера.
2-й рівень - поняття швидкостей: просторової, тангенційної та променевої. Закон Доплера.
Вміти:
1-й рівень (стандарт) - визначати швидкості руху зірок, напрямок руху зі зміщення ліній у спектрі зірки.
2-й рівень - визначати швидкості руху зірок, напрямок руху зі зміщення ліній у спектрі.

Обладнання: Таблиці: зірки, карта зоряного неба (настінна та рухлива), зірковий атлас. Діапозитиви. CD- "Red Shift 5.1", фотографії та ілюстрації астрономічних об'єктів з Інтернету, мультимедійного диска "Мультимедіа бібліотека з астрономії"

Міжпредметні зв'язки: математика (удосконалення обчислювальних навичок у знаходженні десяткових логарифмів, розкладання вектора швидкості на складові), фізика (швидкість, спектральний аналіз).

Хід уроку:

Опитування учнів.

Біля дошки:
1) Паралактичний спосіб визначення відстані.
2) Визначити відстань через блиск яскравих зірок.
3) Розв'язання завдань із домашньої роботи №3, №4, №5 із §22 (стор. 131, №5 аналог додаткового завдання 2, уроку 22) - показати рішення.
Інші:
1) На комп'ютері знайти яскраві зірки та охарактеризувати їх.
2) Завдання 1:У скільки разів Сіріус яскравіший за Альдебаран? (Зв. величину візьмемо з 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) Завдання 2:Одна зірка яскравіша за іншу в 16 разів. Чому дорівнює різниця їх зіркових величин? (I 1 / I 2 = 2,512 m 2 -m 1, 16 = 2,512? m , ?m≈ 1,2/0,4=3}
4) Завдання 3:Паралакс Альдебарана 0,05". Скільки часу світло від цієї зірки йде до нас? (r=1/π, r=20пк=65,2 св.г

Новий матеріал
У 720г І. Синь(683-727, Китай) в ході кутової зміни відстані між 28 зірками, вперше висловлює здогад про переміщення зірок. Дж. Брунотакож стверджував, що зірки рухаються.
У 1718г Е. Галлей(Англія) відкриває Власний рух зірок , досліджуючи та порівнюючи каталоги Гіппарха(125г до НЕ) та Дж. Флемстіда(1720г) встановив, що за 1900 років деякі зірки перемістилися: Сіріус (? 4 діаметри Місяця на схід. Вперше доводить, що зірки – далекі Сонця. Першою зіркою, у якої він в 1717г виявив власний рух Арктур (α Волопаса), що знаходиться у 36,7 св.
Отже, зірки рухаються, тобто змінюють згодом свої координати. До кінця 18 століття виміряно власний рух 13 зірок, а В. Гершельу 1783 р. відкрив, що наше Сонце також рухається у просторі.

	Нехай m- Кут, на який змістилася зірка за рік (власний рух - "/рік). З малюнка за теоремою Піфагора υ= √(υ r 2 +υ τ 2) ,де υ r -променева швидкість (з променю зору), а υ τ - тангенціальна швидкість (променю зору). Так як r = a/π , то з урахуванням усунення m ® r.m =a . m/ π ; але r.m / 1рік = uтоді підставляючи числові дані отримаємо тангенціальну швидкість υ τ = 4,74. m/π (Форм. 43) Променева швидкість υ rвизначають за ефектом Х. Доплера(1803-1853, Австрія) (радіальної (променевої в астрономії) швидкості), що встановив у 1842 р., що довжина хвилі джерела змінюється залежно від напрямку руху. Застосовність ефекту до світлових хвиль була доведена в 1900 у лабораторних умовах А. А. Білопільським. υ r =?λ. с/λ о.
	Наближення джерела - зміщується до Фіолетовому (знак " - "). Вилучення джерела - зміщується до Червоному (знак " + ") .
Першим виміряв променеві швидкості кількох яскравих зірок у 1868г. Вільям Хеґґінс(1824 – 1910, Англія). З 1893 вперше в Росії Аристарх Аполлонович Білопільський(1854 - 1934) приступив до фотографування зірок і провівши численні точні виміри променевих швидкостей зірок (один із перших у світі взявши ефект Доплера на озброєння), вивчаючи їх спектри, визначив променеві швидкості 220 яскравих (2,5-4 m) зірок.

Зірка, що найшвидше переміщається по небу ß Змієносця (Барнарда, що летить, Зірка Барнарда , HIP 87937, відкрита у 1916р. Е. Барнард(1857-1923, США)), m=9,57 m r=1,828 пк, m=10,31”, червоний карлик. Існує у зірки супутник у М=1,5М Юпітера, або планетна система. У ß Змієносця променева швидкість=106,88км/с, просторова (під кутом 38°)=142км/с. Вимірювання власних рухів > 50000 зірок, з'ясувалося, що найшвидша зірка піднебіння в сузір'ї Голубя (m Col) має просторову швидкість = 583км/с.
На ряді обсерваторій світу, що мають великі телескопи, в тому числі ще в СРСР (на Кримській астрофізичній обсерваторії АН СРСР), ведуться багаторічні визначення Променева швидкість зірок. Вимірювання Променева швидкість зірок у галактиках дозволили виявити їхнє обертання та визначити кінематичні характеристики обертання галактик, а також нашої Галактики. Періодичні зміни Променевої швидкості деяких зірок дозволяють виявити рух по орбіті в подвійних і кратних системах, а коли визначити їх орбіти, лінійні розміри і відстань до зірки.
Доповнення .
Рухаючись, зірка згодом змінює свої екваторіальні координати, тому власний рух зірки можна за екваторіальними координатами розкласти на складові та отримаємо m =√ (m a 2 + m δ 2). Зміну координат зірки за рік в астрономії визначають за формулами: Δα=3,07 з +1,34 з sinα. tanδ і Δδ=20,0" . cosα
ІІІ. Закріплення матеріалу.
1. Приклад №10(стор. 135) - Переглянути
2.Самостійно:З попереднього уроку для своєї зірки знайти просторову швидкість (взявши з таблиці XIII відстань) та з даної таблиці mі υ r. Знайти по ПКЗН та визначити координати зірки.

Рішення: (Послідовність) Так як υ= √(υ r 2 +υ τ 2), спочатку знаходимо π =1/r, потім υ τ =4,74. m /π, а тільки тепер знаходимо υ= √(υ r 2 +υ τ 2)
3.
Підсумок:
1. Що таке власний рух зірки?
2. Яку швидкість ми називаємо просторовою, тангенційною, променевою? Як вони є?
3. У чому полягає ефект Доплера?
4. Оцінки.

Будинки:§23, питання стор. 135

Урок оформила член гуртка "Інтернет-технології" Леоненко Катя (11 кл), 2003 рік.

"Планетарій" 410,05 мб		Ресурс дозволяє встановити на комп'ютер вчителя чи учня повну версію інноваційного навчально-методичного комплексу "Планетарій". "Планетарій" - добірка тематичних статей - призначені для використання вчителями та учнями на уроках фізики, астрономії чи природознавства у 10-11 класах. Для встановлення комплексу рекомендується використовувати лише англійські літери в іменах папок.
Демонстраційні матеріали 13,08 мб		Ресурс є демонстраційними матеріалами інноваційного навчально-методичного комплексу "Планетарій".
Планетарій 2,67 мб		Даний ресурс є інтерактивною моделлю "Планетарій", яка дозволяє вивчати зоряне небо за допомогою роботи з даною моделлю. Для повноцінного використання ресурсу необхідно встановити Java Plug-in
Урок	Тема урока	Розробка уроків у колекції ЦОР	Статистична графіка із ЦОР
Урок 23	Просторова швидкість зірок		Зміщення зірок за 100 років 158,9 кб Вимірювання кутових зсувів зірок 128,6 кб Власний рух зірки 128,3 кб Компоненти руху зірки 127,8 кб Променева та тангенційна швидкості 127,4 кб

Порівняння екваторіальних координат тих самих зірок, визначених через значні проміжки часу, показало, що a і d змінюються з часом. Значна частина цих змін викликається прецесією, нутацією, аберацією та річним паралаксом. Якщо унеможливити вплив цих причин, то зміни зменшуються, але не зникають повністю. Зміщення зірки, що залишилося, на небесній сфері за рік називається власним рухом зірки m. Воно виявляється у сек. дуги на рік.

Власні рухи різні у різних зірок за величиною та напрямком. Лише кілька десятків зірок мають власні рухи більше 1” на рік. Найбільший відомий власний рух у “літаючої” зірки Барнарда m = 10”,27. Основна кількість зірок має власний рух рівний сотим і тисячним часткам секунди дуги на рік.

За великі проміжки часу, що дорівнює десяткам тисяч років, малюнки сузір'їв сильно змінюються.

Власний рух зірки відбувається дугою великого кола з постійною швидкістю. Пряме сходження змінюється на величину ma, звану власним рухом по прямому сходження, а відмінювання - на величину m d, звану власним рухом по відмінюванню.

Власний рух зірки обчисляться за такою формулою:

m = Ö(m a 2 + m d 2).

Якщо відомо власне рух зірки протягом року і відстань до неї r у парсеках, то неважко обчислити проекцію просторової швидкості зірки на картинну площину. Ця проекція називається тангенціальною швидкістю V t і обчислюється за такою формулою:

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

щоб знайти просторову швидкість V зірки, необхідно знати її променеву швидкість V r яка визначається по допплерівському зміщення ліній у спектрі зірки. Оскільки V t і V r взаємно перпендикулярні, просторова швидкість зірки дорівнює:

V = Ö(V t 2 + V r 2).

Найшвидшими зірками є змінні типу RR Ліри. Їхня середня швидкість щодо Сонця дорівнює 130 км/с. Однак, ці зірки рухаються проти обертання Галактики, тому їхня швидкість виявляється малою (250 -130 = 120 км/с). Дуже швидкі зірки зі швидкостями близько 350 км/с щодо центру Галактики не спостерігаються, тому що швидкості 320 км/с достатньо, щоб залишити поле тяжіння Галактики або обертатися сильно витягнутою орбітою.

Знання власних рухів та променевих швидкостей зірок дозволяє судити про рухи зірок щодо Сонця, яке теж рухається у просторі. Тому рухи зірок складаються з двох частин, з яких одна є наслідком руху Сонця, а інша - індивідуальним рухом зірки.

Щоб судити про рухи зірок, слід знайти швидкість руху Сонця і виключити її зі спостережуваних швидкостей руху зірок.

Крапка на небесній сфері, до якої спрямований вектор швидкості Сонця називається сонячним апексом, а протилежна точка – антиапексом.

Апекс Сонячної системи перебуває у сузір'ї Геркулеса, має координати: a = 270 0 , d = +30 0 . У цьому напрямі Сонце рухається зі швидкістю близько 20 км/с, щодо зірок, що від нього не далі 100 пс. Протягом року Сонце проходить 630 000 000 км, або 4,2 а.

Якщо якась група зірок рухається з однаковою швидкістю, то перебуваючи на одній із цих зірок, не можна виявити загальний рух. Інша справа, якщо швидкість змінюється так, ніби група зірок рухається навколо загального центру. Тоді швидкість ближчих до центру зірок буде меншою, ніж віддалених від центру. Променеві швидкості далеких зірок, що спостерігаються, демонструють такий рух. Усі зірки разом із Сонцем рухаються перпендикулярно до напрямку центр Галактики. Цей рух є наслідком загального обертання Галактики, швидкість якого змінюється з відстанню від її центру (диференціальне обертання).

Обертання Галактики має такі особливості:

1. Воно відбувається за годинниковою стрілкою, якщо дивитися на Галактику з боку її північного полюса, що знаходиться в сузір'ї Волос Вероніки.

2. Кутова швидкість обертання зменшується в міру віддалення від центру.

3. Лінійна швидкість обертання спочатку зростає у міру віддалення від центру. Потім приблизно на відстані Сонця досягає найбільшого значення близько 250 км/с, після чого повільно зменшується.

4. Сонце і зірки на його околиці здійснюють повний оборот навколо центру Галактики приблизно 230 млн. років. Цей період називається галактичним роком.

24.2 Зіркові населення та галактичні підсистеми.

Зірки, розташовані поблизу Сонця, відрізняються великою яскравістю і відносяться до I типу населення. вони зазвичай перебувають у зовнішніх областях Галактики. Зірки, розташовані далеко від Сонця, що знаходяться біля центру Галактики та в короні відносяться до ІІ типу населення. Поділ зірок на населення було проведено Бааді щодо Туманності Андромеди. Найяскравіші зірки населення І - блакитні і мають абсолютні величини до -9 m, а найяскравіші зірки населення ІІ - червоні з абс. величиною -3 m. Крім того населення I характеризується великою кількістю міжзоряного газу та пилу, які відсутні в населенні II.

Детальний поділ зірок у Галактиці на населення включає 6 типів:

1. Крайнє населення I - включає об'єкти, які у спіральних гілках. Сюди відносяться міжзоряні газ та пил, сконцентровані в спіральних рукавах, з яких утворюються зірки. Зірки цього населення дуже молоді. Їх вік становить 20 – 50 млн. років. Область існування цих зірок обмежена тонким галактичним шаром: кільцем із внутрішнім радіусом 5000 пс, зовнішнім радіусом 15 000 пс і завтовшки близько 500 пс.

До цих зір відносяться зірки спектральних класів від Про до В2, надгіганти пізніх спектральних класів, зірки типу Вольфа-Райє, емісійні зірки класу В, зоряні асоціації, змінні типу Т Тельця.

2. Зірки простого населення I трохи старше, їх вік 2-3 космічних роки. Вони пішли від спіральних рукавів і часто знаходяться поблизу центральної площини Галактики.

До них відносяться зірки підкласів від В3 до В8 та нормальні зірки класу А, розс. скупчення зі зірками цих класів, зірки класів від А до F з сильними лініями металів, менш яскраві червоні надгіганти.

3. Зірки населення диска. Їх вік від 1 до 5 млрд. Років, тобто. 5-25 космічних років. До цих зірок відноситься і Сонце. До цього населення відноситься множество малопомітних зірок, що знаходяться в межах 1000 пс від центральної площини в галактичному поясі з внутрішнім радіусом 5000 пс і зовнішнім радіусом 15 000 пс. До цих зірок відносяться звичайні гіганти класів від G до К, зірки головної послідовності класів від G до К, довгоперіодичні змінні, з періодами понад 250 діб, напівправильні змінні зірки, планетарні туманності, нові зірки, старі розсіяні скупчення.

4. Зірки проміжного населення II включають об'єкти, що знаходяться на відстанях понад 1000 пс по обидва боки від центральної площини Галактики. Ці зірки обертаються витягнутими орбітами. До них відноситься більшість старих зірок, з віком від 50 до 80 космічних років, зірки з великими швидкостями, зі слабкими лініями, довгоперіодичні змінні з періодами від 50 до 250 діб, цефеїди типу W Діви, змінні типу RR Ліри, білі карлики, кульові скупчення .

5. Населення галактичної корони. відносяться об'єкти, що виникли на ранніх стадіях еволюції Галактики, яка була на той час менш плоскою, ніж зараз. До цих об'єктів належать субкарлики, кульові скупчення корони, зірки типу RR Ліри, зірки з вкрай слабкими лініями, зірки з найбільшими швидкостями.

6. Зірки населення ядра включають найменш відомі об'єкти. У спектрах цих зірок, які спостерігаються в інших галактиках, сильні лінії натрію, ітенсивні смуги ціану (CN). Це можуть бути карлики класу М. До таких об'єктів відносять зірки типу RR Ліри, кульові зв. скупчення багаті на метали, планетарні туманності, карлики класу М, зірки-гіганти класів G і М з сильними смугами ціана, інфрачервоні об'єкти.

Найважливіші елементи структури Галактики – центральне згущення, спіральні рукави, диск. Центральне згущення Галактики приховано від нас темною непрозорою матерією. Найкраще видно його південна половина у вигляді яскравої зоряної хмари в сузір'ї Стрільця. В інфрачервоних променях вдається спостерігати й другу половину. Ці половини розділяє потужна смуга пилової матерії, яка непрозора навіть інфрачервоних променів. Лінійні розміри центрального згущення 3 на 5 кілопарсек.

Область Галактики з відривом 4-8 кпс від центру виділяється поруч особливостей. У ній зосереджено найбільшу кількість пульсарів та газових залишків від вибухів наднових зірок, інтенсивно нетеплове радіовипромінювання, частіше зустрічаються молоді та гарячі Про та В-зірки. У цій галузі є водневі молекулярні хмари. У дифузній матерії цієї області збільшено концентрацію космічних променів.

На відстані 3-4 кпс від центру Галактики методами радіоастрономії виявлено рукав нейтрального водню з масою близько 100 000 000 сонячної, що розширюється зі швидкістю близько 50 км/с. по інший бік від центру, на відстані близько 2 кпс є рукав з масою в 10 разів меншою, що віддаляється від центру зі швидкістю 135 км/с.

В області центру є кілька газових хмар з масами 10 000 - 100 000 мас Сонця, що віддаляються зі швидкістю 100 - 170 км/с.

Центральна область з радіусом менше 1 кпс зайнята кільцем із нейтрального газу, що обертається зі швидкістю 200 км/с навколо центру. Усередині нього є велика область H II у вигляді диска з діаметром близько 300 пс. В області центру спостерігається нетеплове випромінювання, що свідчить про збільшення концентрації космічних променів та напруженості магнітних полів.

Сукупність явищ, що спостерігаються в центральних областях Галактики, говорить про можливість того, що понад 10 000 000 років тому з центру Галактики стався викид газових хмар із загальною масою близько 10 000 000 мас Сонця та швидкістю близько 600 км/с.

У сузір'ї Стрільця поблизу центру Галактики є кілька потужних джерел радіо- та інфрачервоного випромінювання. Один із них - Стрілець-А знаходиться в самому центрі Галактики. Його оточує кільцеподібна молекулярна хмара радіусом 200 пс, що розширюється зі швидкістю 140 км/с. У центральних областях триває активний процес зіркоутворення.

У центрі нашої Галактики, швидше за все, знаходиться ядро, схоже на кульове зоряне скупчення. інфрачервоні приймачі виявили там еліптичний об'єкт розмірами 10 пс. Усередині нього може бути щільне зоряне скупчення діаметром 1 пс. Це може бути об'єкт невідомої релятивістської природи.

24.3 Спіральна структура Галактики.

Природу спіральної структури Галактики пов'язують зі спіральними хвилями щільності, що розповсюджуються на зоряному диску. Ці хвилі подібні до звукових хвиль, але через обертання набувають вигляду спіралей. Середовище, в якому поширюються ці хвилі, складається не тільки з газово-пилової міжзоряної матерії, але і з самих зірок. Зірки теж утворюють своєрідний газ, який відрізняється від звичайного тим, що між його частинками немає сутичок.

Спіральна хвиля щільності, як і звичайна поздовжня хвиля, є чергуванням послідовних ущільнень і розріджень Середовища. На відміну від газу та зірок, спіральний візерунок хвиль обертається в той же бік, що і вся Галактика, але помітно повільніше і з постійною кутовою швидкістю, як тверде тіло.

Тому речовина постійно наздоганяє спіральні гілки з внутрішньої сторони та проходить через них. Однак у зірок і газу це проходження через спіральні гілки відбувається по-різному. Зірки, як і газ, ущільнюються у спіральній хвилі, їхня концентрація збільшується на 10 - 20%. Відповідно зростає і гравітаційний потенціал. Але оскільки між зірками зіткнень не відбувається, вони зберігають момент, трохи змінюють свій шлях у межах спірального рукава і виходять із нього практично у тому напрямку, в якому вони увійшли.

Газ поводиться інакше. Через зіткнення, входячи в рукав, він втрачає момент кількості руху, гальмується і починає накопичуватися біля внутрішньої межі рукава. Нові порції газу, що набігають, призводять до утворення біля цього кордону ударної хвилі з великим перепадом щільності. У результаті спіральних гілок утворюються кромки ущільнення газу і виникає теплова нестійкість. Газ швидко стає непрозорим, остигає і переходить у щільну фазу, утворюючи газово-пилові комплекси, сприятливі для зіркоутворення. Молоді та гарячі зірки збуджують свічення газу, через що виникають яскраві туманності, які разом із гарячими зірками окреслюють спіральну структуру, що повторює спіральну хвилю щільності у зоряному диску.

Спіральна структура нашої Галактики було вивчено з допомогою дослідження інших спіральних галактик. Дослідження показали, що спіральні гілки сусідніх галактик складаються з гарячих гігантів, надгігантів, пилу та газу. Якщо забрати ці об'єкти, то зникнуть спіральні гілки. Червоні та жовті зірки заповнюють рівномірно області у гілках та між ними.

Щоб прояснити спіральну структуру нашої Галактики, потрібно спостерігати гарячі гіганти, пил і газ. Це зробити досить складно, тому що Сонце знаходиться в площині Галактики і різні спіральні гілки проектуються один на одного. Сучасні методи неможливо точно визначати відстані до далеких гігантів, що ускладнює створення просторової картини. До того ж у площині Галактики лежать величезні маси пилу неоднорідної структури та різної щільності, що ще більше ускладнює вивчення далеких об'єктів.

Великі надії подає дослідження водню на довжині хвилі 21 см. З допомогою можна виміряти щільність нейтрального водню у різних місцях Галактики. Ця робота була виконана голландськими астрономами Холстом, Мюллером, Оортом та ін. В результаті вийшла картина розподілу водню, що позначила контури спіральної структури Галактики. Водень знаходиться у великих кількостях поруч із молодими гарячими зірками, що визначають структуру спіральних гілок. Випромінювання нейтрального водню є довгохвильовим, знаходиться в радіодіапазоні і для нього міжзоряна пилова матерія прозора. 21-сантиметрове випромінювання доходить із найдальших областей Галактики без спотворень.

Галактика безперервно змінюється. Ці зміни протікають повільно та поступово. Дослідникам їх важко виявити, тому що людське життя дуже коротке в порівнянні з життям зірок і галактик. Звертаючись до космічної еволюції, потрібно вибирати дуже довгу одиницю часу. Такою одиницею є космічний рік, тобто. час повного обороту Сонця довкола центру Галактики. Він дорівнює 250 млн. Земних років. Зірки Галактики постійно перемішуються і за один космічний рік, рухаючись навіть із невеликою швидкістю 1 км/с одна щодо одної, дві зірки віддаляться на 250 пс. Протягом цього часу одні зіркові групи можуть розпастись, інші утворитися знову. Зовнішній вигляд галактики сильно зміниться. Окрім механічних змін за космічний рік змінюється фізичний стан Галактики. Зірки класів Про і В можуть яскраво сяяти лише за час, що дорівнює якійсь частині космічного року. Вік найяскравіших гігантів, що спостерігаються, близько 10 млн. років. Однак, незважаючи на це, конфігурація спіральних гілок може бути досить стабільною. Одні зірки залишатимуть ці області, інші прилітатимуть на їхнє місце, одні зірки помиратимуть, інші народжуватимуться з величезної маси газово-пилових комплексів спіральних гілок. Якщо розподіл положень і рухів об'єктів у якій-небудь галактиці не піддається великим змін, ця зоряна система перебуває у стані динамічного рівноваги. Для певної групи зірок стан динамічної рівноваги може зберігатися протягом 100 космічних років. Однак за більш тривалий період дорівнює тисячам космів. років стан динамічної рівноваги буде порушено через випадкові близькі проходження зірок. Йому на зміну прийде динамічно квазіпостійний стан статистичної рівноваги, більш стійкий, при якому зірки ретельно перемішані.

25. Позагалактична астрономія.

25.1 Класифікація галактик та їх просторовий розподіл.

Французькі шукачі комет Месьє і Мешем склали в 1784 році каталог туманних об'єктів, що спостерігаються на небі неозброєним оком або в телескоп для того, щоб у подальшій роботі не плутати їх з кометами, що прилітають. Об'єкти каталогу Месьє виявилися найрізноманітнішою природою. Частина з них – зоряні скупчення та туманності належить нашій Галактиці, інша частина – об'єкти більш далекі і є такими ж зоряними системами, як і наша Галактика. Розуміння справжньої природи галактик прийшло не відразу. Тільки 1917 року Річі і Кертіс, спостерігаючи наднову зірку в галактиці NGC 224 обчислили, що вона перебуває з відривом 460 000 пс, тобто. в 15 разів більше діаметра нашої Галактики, отже далеко її межами. Остаточно питання прояснилося в 1924-1926 рр., коли Е. Хаббл за допомогою 2,5-метрового телескопа отримав фотографії Туманності Андромеди, де спіральні гілки розклалися на окремі зірки.

Сьогодні відомо дуже багато галактик, що знаходяться від нас на відстані від сотень тисяч до мільярдів св. років.

Багато галактик описані та зведені в каталоги. Найбільш уживаний - "Новий загальний каталог Дрейєра" (NGC). Кожна галактика має власний номер. Наприклад, туманність Андромеди позначається NGC 224.

Спостереження галактик показало, що вони дуже різноманітні за формою та структурою. На вигляд поділяють галактики еліптичні, спіральні, лінзовидні і неправильні.

Еліптичні галактики(Е) мають на фотографіях форму еліпсів без різких меж. Яскравість плавно збільшується від периферії до центру. Внутрішня структура зазвичай відсутня. Ці галактики побудовані з червоних, жовтих гігантів, червоних і жовтих карликів, кілька білих зірок невисокої світності, тобто. в основному зі зірок II типу населення. Немає біло-блакитних надгігантів, які зазвичай створюють структуру спіральних рукавів. Зовні еліптичні галактики відрізняються більшим чи меншим стиском.

Показником стиснення є величина

легко відшукується, якщо на фотографії виміряно велику a і малу b півосі. Показник стиснення дописується за літерою, що означає форму галактики, наприклад, Е3. З'ясувалося, що сильно стиснутих галактик немає, тому найбільший показник – 7. Сферична галактика має показник 0.

Очевидно, що еліптичні галактики мають геометричну форму еліпсоїда обертання. Е.Хаббл поставив завдання, чи не є різноманітність форм, що спостерігаються, наслідком різної орієнтації однаково сплюснутих галактик у просторі. Це завдання було вирішено математично і отримано відповідь, що у складі скупчень галактик найчастіше зустрічаються галактики з показником стиснення 4, 5, 6, 7 майже немає сферичних галактик. А поза скупченнями зустрічаються майже лише галактики з показниками 1 і 0. Еліптичні галактики в скупченнях - це гігантські галактики, а поза скупченнями - карликові.

Спіральні галактики(S). Вони спостерігається структура як спіральних гілок, які з центрального ядра. Гілки виділяються на менш яскравому тлі через те, що містять найбільш гарячі зірки, молоді скупчення, газові туманності, що світяться.

Едвін Хабл розбив спіральні галактики на підкласи. Мірою служить ступінь розвитку гілок та розмір ядра галактики.

У галактиках Sa гілки туго закручені та порівняно гладкі, слабо розвинені. Ядра завжди великі, зазвичай становлять близько половини розміру всієї галактики. Галактики цього підкласу найбільше схожі на еліптичні. Зазвичай спостерігаються дві гілки, що виходять із протилежних частин ядра, але рідко буває і більше.

У галактик Sb спіральні гілки помітно розвинені, але мають розгалужень. Ядра менше, ніж у попереднього класу. У галактик такого типу часто спостерігається багато спіральних гілок.

Галактики з сильно розвиненими, гілками, що розділяються на кілька рукавів, і малим у порівнянні з ними ядром відносяться до типу Sc.

Незважаючи на різноманіття зовнішнього вигляду, спіральні галактики мають схожу будову. У них можна виділити три складові: зірковий диск, товщина якого в 5-10 разів менша за діаметр галактики, сфероїдальну складову, плоску складову, яка менша в кілька разів по товщині ніж диск. До плоскої складової відносяться міжзоряний газ, пил, молоді зірки, спіральні гілки.

Коефіцієнт стиснення спіральних галактик завжди більше 7. У той же час у еліптичних завжди менше 7. Це говорить про те, що в слабко стислих галактиках спіральна структура не може розвинутись. Для появи потрібно, щоб система була сильна стиснута.

Доведено, що сильно стиснена галактика в ході еволюції не може стати слабко стиснутою, як і навпаки. Значить еліптичні галактики що неспроможні перетворюватися на спіральні, а спіральні на еліптичні. Різне стиск обумовлено різною кількістю обертання систем. Ті галактики, які під час формування отримали достатню кількість обертання, набули сильно стислу форму, у яких розвинулися спіральні гілки.

Зустрічаються спіральні галактики, у яких ядро ​​знаходиться в середині прямої перемички і спіральні гілки починаються лише в кінці цієї перемички. Такі галактики позначаються SBa, SBb, SBc. Додавання літери В свідчить про наявність перемички.

Лінзоподібні галактики(S0). Зовні схожі на еліптичні, але мають зірковий диск. За структурою схожі на спіральні галактики, але відрізняються від них відсутністю плоскої складової та спіральних гілок. Від спіральних галактик, що спостерігаються з ребра, лінзовідні галактики відрізняються відсутністю смуги темної матерії. Шварцшильд запропонував теорію, за якою лінзовідні галактики можуть утворюватися зі спіральних у процесі виметання газопилової матерії.

Неправильні галактики(Ir). Мають несиметричний вигляд. У них немає спіральних гілок, а гарячі зірки та газо-пилова матерія концентрується в окремі групи або розкидані по всьому диску. Є сфероїдальна складова з малою яскравістю. Ці галактики відрізняються високим вмістом міжзоряного газу та молодих зірок.

Неправильна форма галактики може бути внаслідок того, що вона не встигла прийняти правильної форми через малу щільність в ній матерії або через молодий вік. Може стати неправильною галактика і через спотворення форми внаслідок взаємодії з іншою галактикою.

Неправильні галактики поділяються на два підтипи.

Підтип Ir I характеризується високою поверхневою яскравістю та складністю неправильної структури. У деяких галактиках цього підтипу можна знайти зруйновану спіральну структуру. Такі галактики часто трапляються парами.

Підтип Ir II характеризується низькою поверхневою яскравістю. Ця властивість заважає виявленню таких галактик і їх відомо лише кілька. Мала поверхнева яскравість свідчить про невисоку зоряну щільність. Значить, ці галактики повинні дуже повільно переходити від неправильної форми до правильної.

У липні 1995 року було проведено дослідження на космічному телескопі ім. Хаббла для пошуку неправильних слабких блакитних галактик. Виявилося, що ці об'єкти, розташовані від нас на відстанях від 3 до 8 млрд світлових років, найпоширеніші. Більшість із них має надзвичайно насичений блакитний колір, що говорить про те, що в них інтенсивно йде процес зіркоутворення. На близьких відстанях, що відповідають сучасному Всесвіту, ці галактики не зустрічаються.

Галактики набагато різноманітніші, ніж розглянуті види, і це різноманіття стосується форм, структур, світності, складу, щільності, маси, спектра, особливостей випромінювання.

Можна виділити такі морфологічні типи галактик, підходячи до них з різного погляду.

Аморфні, безструктурні системи- включають галактики E та більшість S0. У них немає або майже немає дифузної матерії та гарячих гігантів.

Галактики Аро- блакитніше за інших. Багато хто з них мають вузькі, але яскраві лінії в спектрі. Можливо вони дуже багаті на газ.

Галактики Сейферта- різного виду, але характерні дуже великою шириною сильних емісійних ліній у тому спектрах.

Квазари- квазізоряні радіоджерела, QSS, що не відрізняються на вигляд від зірок, але випромінюючі радіохвилі, як найбільш потужні радіогалактики. Вони характерні блакитним кольором та яскравими лініями у спектрі, що мають величезне червоне зміщення. По світності перевершують галактики - надгіганти.

Квазаги- квазізоряні галактики QSG – відрізняються від квазарів відсутністю сильного радіовипромінювання.