55) Метагалактика. Классификация галактик. Методы определения расстояний до галактик.
Гала?ктика — гигантская,гравитационно-связанная система из звёзд и звёздных скоплений,межзвёздного газа и пыли, и тёмной материи. Все объекты в составегалактики участвуют в движении относительно общего центра масс
Галактики — чрезвычайно далёкие астрономические объекты.
Расстояние до ближайших из них принято измерять в мегапарсеках, а до далёких — в единицах красного смещения z.В пространстве галактики распределены неравномерно: в одной области можно обнаружить целую группу близких галактик
, а можно не обнаружить ни одной, даже самой маленькой галактики (так называемые войды).
Часть наблюдаемой Вселенной, доступной для изучения современными астрономическими методами, называетсяМетагала?ктикой.
Нек-рая часть материи Метагалактики находится в форме излучения и элементарных частиц
Равномерное распределение материи в масштабах Метагалактики определяет одинаковость св-в материи и пространства во всех частях Метагалактики (однородность) и одинаковость их во всех направлениях (изотропия). Эти важные св-ва Метагалактики характерны, по-видимому, для совр. состояния Метагалактики, однако в прошлом, в самом начале расширения, анизотропия и неоднородность материи и пространства могли существовать.
Внешний вид галактик чрезвычайно разнообразен, и некоторые из них очень живописны. Э. Хаббл избрал самый простой метод классификации галактик по внешнему виду, Хаббл предложил разделить все галактики на три основных вида:
Эллиптические (Е - elliptical). Спиральные (S - spiral). Неправильные (I - irregular).
Эллиптические галактики внешне самый невыразительный тип галактик. Они имеют вид гладких эллипсов или кругов с общим падением яркости по мере удаления от центра к периферии. Падение яркости описывается простым математическим законом, который открыл Хаббл.
Эллиптические галактики состоят из звезд красных и желтых гигантов, красных и желтых карликов и некоторого количества белых звезд не очень высокой светлости. В них отсутствуют бело-голубые сверхгиганты и гиганты, группировки которых можно наблюдать в виде ярких сгустков, придающих структурность системе, нет пылевой материи, которая, в тех галактиках где она имеется, создает темные полосы, оттеняющие форму звездной системы. Поэтому внешне эллиптические галактики отличаются друг от друга в основном одной чертой – большим или меньшим сжатием.
Спиральные галактики это может быть самые живописные объекты во Вселенной и, в отличие от эллиптических галактик, являют собой пример динамичности формы.
Их ветви, выходящие из центрального ядра и как бы теряющие очертания за пределами галактики, указывают на мощное, стремительное движение. Идеальные спиральные галактики имеют две спиральные ветви (рукава), исходящие либо прямо из ядра, либо из двух концов бара (перемычки), в центре которого расположено ядро. Этот признак позволил разделить спиральные галактики на два основных подтипа: нормальные спиральные галактики (S) и пересеченные спиральные галактики (SB).
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, а также возможно искажение формы галактики вызвано вследствие ее взаимодействия с другой галактикой.
Методы определения расстояний до галактик.
метод диаметров, сыгравший большую роль в установлении Хабблом закона разбегания галактик, и метод ярчайших звёзд - самых ярких красных гигантов для близких эллиптических галактик и голубых и красных сверхгигантов для спиральных галактик. Но самым важным является метод, основанный на использовании зависимости период-светимость классических цефеид, который используется для определения расстояний до близких спиральных и неправильных галактик и служит основой для определения расстояний в ближайшей вселенной, так как именно с помощью наблюдения цефеид калибруется зависимость лучевая скорость-расстояние (закон Хаббла).
Цефеиды в настоящее время остаются наиболее точными индикаторами расстояний (ошибка метода 10-20%) на промежутке до ≈ 10 Мпк (для сравнения - расстояние до Туманности Андромеды М31 приблизительно равно 700 кпк).метод Талли-Фишера, основан на использовании найденной ими 1977 году эмпирической зависимости между светимостями галактик позднего типа и ширинами в них линий 21 см (т.е. скоростями вращения галактик)
Метод удобен для проведения массовых статистических исследований в далеких скоплениях галактик.
Для галактик ранних типов расстояния можно находить на основе обнаруженной Фабер и Джексоном в 1976 году корреляции между светимостью нормальных эллиптических галактик и дисперсией скоростей их звёзд - это степенной закон
Наибольшую пользу метод может принести, если использовать его для измерений относительных расстояний между галактиками. Эти методы точнее, чем метод диаметров, но ошибки и в них могут достигать 50%.
В последнее время для оценки расстояний до очень далеких галактик получает все большее распространение метод гравитационного линзирования - физическое явление, связанное с отклонением лучей света в поле тяжести. В результате гравитационного линзирования два луча света от объекта S, прошедшие по разные стороны от тела L, пересекаются в точке O, где располагается наблюдатель