Галактики – основные структурные элементы Вселенной. Многих людей всегда интересовало как устроен окружающий мир и что находится дальше всего на свете. В Древней Греции Земля представлялась плоской , плавающей в океане. Полагали , что Бог Солнца объезжал её на колеснице , что способствовало смене дня и ночи. Во времена античности были сформированы более математические модели мира. По мнению Аристотеля в центре находилась Земля, вокруг серия концентрических сфер , к каждой из них был прикреплён какой-либо небесный объект. Начиналось с Луны, далее Меркурий , Венера , Солнце, Марс , Юпитер и Сатурн. В те времена планеты дальше Сатурна не были известны. Всё это окружаелось сферой неподвижных звёзд , а за этой сферой находился перводвигатель , то есть божественная сфера, которая приводит внешнюю сферу в движение. Вершиной астрономии является система мира по Птолемею (2 век нашей эры). Опять же Земля в центре , дальше в том же порядке находятся планеты (и Луна , и Солнце). Отличие в том , что к тому времени наблюдения достигли достаточно высокой точности и стало понятно , что чисто круговыми движениями не объяснить наблюдаемые движения небесных объектов. Поэтому Птолемей предположил , что планеты и небесные тела прикреплены к эпициклам и двигаются по кругам ( понятие «орбита» в то время еще не было), а цикл эпицикла перемещается по деференту. Происходит сочетание двух круговых движений, и поэтому , варьируя угловые скорости движения по эпициклу и деференту, можно получить достаточно сложную сплюснутую орбиту. Кроме того, для ряда объектов Птолемей предложил не один эпицикл , а целую сеть. Таким образом, получилось своеобразное разложение круговых движений в ряд, которое достаточно хорошо описывало видимое небесное перемещение объектов по небесной сфере. Система Птолемея хорошо описывала восход и заход светил, перемещение их по небесной сфере. Наконец последняя сфера – неподвижных звёзд предполагала что-то божественное. Данная картина мира просуществовала почти до 16 века. Её совершенствовали арабы , добавляли дополнительные эпициклы для того , чтобы всё точнее описывать движение небесных объектов. И в конце концов требовалось более 70 кругов для того , чтобы объяснить наблюдаемые перемещения объектов по небесной сфере. Н. Коперник , вдохновившись чтением трудов древних учёных, обнаружил , что всё можно объяснить намного проще , если переместить Солнце в центр. Дальше все планеты располагаются в том же порядке , как мы принимаем сейчас, и всё это замыкается опять же сферой неподвижных звёзд. Стоит добавить , что Н. Коперник сохранил определённое количество эпициклов и планеты у него двигались не по орбитам , а опять таки были прикреплены к хрустальным сферам. Вскоре после публикации трудов Н. Коперника , малоизвестный английский астроном Томас Диггес издал краткое изложение системы мира Н. Коперника и сделал кардинальный шаг , который в то время прошёл почти незаметно. Он убрал сферу неподвижных звёзд и предположил , что вокруг нашей Солнечной системы бесконечное количество звёзд. И наконец спустя несколько лет Джордано Бруно уже из чисто философских позиций рассмотрел картину бесконечной Вселенной , равномерно заполненной звёздами. Такая картина мира просуществовала очень долго , ей придерживался И. Ньютон. Следующий важный шаг сделал человек , которого иногда называют величайшим наблюдателем истории и астрономии – Уильям Гершель. Он открыл первую планету Солнечной системы – Уран, также он занимался открытием телескопов. Одно из самых известных достижений У. Гершеля состоит в том , что он впервые предпринял полный обзор всей небесной сферы , с помощью небольшого телескопа. В ходе этого обзора он подсчитывал звёзды в площадках , равномерно распределенных в небесной сфере. На основе таких подсчётов он предположил , что там , где видно больше звёзд, наша Солнечная система тянется дальше , соответственно , меньшее количество звёзд гласит о том , что близится край. Он представил первую количественную карту нашего Млечного пути в виде сплюснутой системы , а также оценил размеры Солнечной системы (около 7000 световых лет) с погрешностью в 15 раз. Кроме того , внимание У. Гершеля привлекли слабые туманные пятна , видимые на небе. За несколько лет до того , как он ими занялся, известный французский исследователь Шарль Мессье во время поиска комет обнаружил неподвижные размытые пятна. Он решил составить список данных объектов , их было более 100. У. Гершель продолжил работу Ш. Мессье. Он стал в ходе своих систематических поисков составлять каталог размытых пятен. Ему удалось найти более 2000. В конце 18 века он предположил , что пятнышки- это другие гигантские звёздные системы , подобные Млечному пути. Тем самым перешел к картине мира , в которой бесконечная Вселенная заполнена Галактиками, состоящими , соответственно , из звёзд. В средине 19 века природа этих слабо размытых пятен была непонятна. Считалось , что , скорее всего, это объекты нашей Галактики. Знаменитая цитата английского астронома Агнессы Кларк , в которой она утверждает , что можно с уверенностью сказать , что ни один компетентный учёный , располагающий всеми имеющимися доказательствами , не станет придерживаться мнения , что хотя бы одна туманность является звёздной системой , сравнимой по размерам с Млечным путём. Практически установлено , что все объекты , наблюдаемые на небе , принадлежат к одному огромному агрегату. К началу 20 века всё больше исследователей догадывались , что часть из этих слабых туманных пятен , на самом деле , могут быть гигантскими звёздными системами. Прилагались разные варианты как доказать это. Вот последнюю точку в этом вопросе сделал знаменитый американский астроном- Эдвин Хаббл в двадцатых годах XX века. Эдвин Хаббл пришел работать на эту обсерваторию , когда на ней был запущен в строй крупнейший для того времени телескоп (2,5м). Используя этот инструмент и разглядывая детали ,он обнаружил, что в Галактиках присутствуют переменные звезды определенного типа, то есть цефеиды. Это особый вид пульсирующих звёзд , у которых (в то время это было уже известно) существует четкая зависимость между периодом колебаний блеска и их светимостью, то есть мощностью излучения. По этому, если мы проанализируем наблюдение далеких цефеидов по тому ,что известно для близких объектов, можно оценить расстояние до этих объектов. Э. Хаббл получил , что три Галактики находятся далеко за пределами Млечного пути. Размеры Млечного пути тогда уже расценивались порядком 100 000 световых лет, а эти объекты находились дальше. С этого момента стало понятно , что Млечный путь не уникален. Вселенная содержит огромное количество других галактик и их звёздных систем, очень разнообразных по строению , виду. Тогда началась , так называемая, история внегалактической астрономии. Галактики вокруг нас Ш. Мессье открыл несколько десятков галактик , по крайней мере , занёс их в каталоги. У. Гершель 2,5 тысячи. К концу 19 века их было известно около 10 000. К концу 20 века примерно около 50 000. В настоящее время существует база данных галактик , ибо их уже миллионы. Самая популярная база внегалактических данных – NED. В ней содержится около 200 млн , из которых 5 млн-галактики с измеренными спектрами. Основу этой базы данных создал проект SDSS. Это Слоановский цифровой обзор неба , в ходе которого примерно треть всего неба была исследована в 5 фильтрах. Было обнаружено около 500 млн объектов , для которых есть фотометрия. На рубеже 20-21 века произошел колоссальный количественный скачок от десятков тыс. перешли к миллиону таких объектов. Если говорить про близкие галактики , то существует некая классификация Э. Хаббла. Галактики делятся на эллиптические , переходные , спиральные и неправильные. Доказательства о существовании тёмной материи в галактиках • Кривые вращения(зависимость скорости вращения от расстояния до центра)в истории были первым признаком того , что есть тёмная материя. Сегодня известно десятки таких признаков. • Спутники ( движения и морфология). Массивные галактики окружены свитой карликовых спутников. Для удержания спутников возле определенной галактики необходимо , чтобы её масса была в несколько раз больше массы того , что находится в звёздах. Иначе бы эти спутники давно улетели. • Системы галактик: двойные, групповые, скопление. Галактики были бы не устойчивыми , если бы не было примерно в 5 раз больше материи , стабилизирующей эти структуры от разлёта. • Вокруг массивных галактик часто наблюдается горячий газ. Если считать , что масса галактики только то , что содержится в звёздах , то этот газ должен был молниеносно испариться. Галактика массивнее , чем то , что находится в звёздах, и она удерживает этот газ. • Гравитационное линзирование– это эффект, который обладают как крупные, так и мелкие космические объекты. Суть его заключается в том, что когда наблюдатель смотрит на дальний источник света в космосе через другой космический объект, форма дальнего источника света искажается. Такое искажение источника света может быть вызвано звездой или галактикой, через которую проходит свет от отдаленного объекта. • Для устойчивости галактик необходимо «тёмное гало» • Формирование галактик. Выяснилось , что образовать галактики без тёмной материи невозможно. Во время исследования галактик выяснилось , что в их ядрах часто происходят какие-то катастрофические процессы. Проще говоря ядра галактик-это единственные особые точки галактик . У некоторых галактик в ядрах выделяется колоссальная энергия. Квазары-активные ядра сверхвысокой светимости. Как известно, галактики не распределены в пространстве случайным образом. Если есть одна галактика , то с вероятностью больше , чем при случайном распределении, можно найти другую галактику. Краткая информация о Вселенной Наша Вселенная расширяется , текущий темп расширения примерно 70 км/с/Мпк. Это означает , что если объекты гравитационно не связаны и находятся на расстоянии 1Мпк, то они разлетаются со скоростью примерно 70 км/с. Если они удалены на 10 Мпк , то они разлетаются со скоростью 700 км/с, некое глобальное расширение, но его нельзя трактовать как взрыв. Термин «большой взрыв»-это не совсем точный перевод. Потому что у классического взрыва обязательно есть центр взрыва, а у Вселенной любую точку можно принять за такой центр. • По темпу расширения можно понять , что это расширение началось примерно 13,8 млрд лет назад. • В целом, для Вселенной характерна плоская евклидова геометрия. • На больших масштабах Вселенная однородна и изотропна. • Обычное вещество , из которого состоят звёзды , составляет примерно 5%, тёмная материя -25%, тёмная энергия-70%. • Во Вселенной примерно 100 000 000 000 галактик «Красное смещение» «Красное смещение» было обнаружено американским астрономом Весто Мелвин Слайфер. Это наблюдаемый в спектрах излучения сдвиг линий , присущий определённым химическим элементам , в сторону более длинных волн по сравнению с их нормальным положением. Он может быть вызван оптическим эффектом Доплера , возникающим при наблюдении спектра светящегося объекта, движущегося относительно наблюдателя. При таком объяснении сдвиг в длинноволновую область ( красное смещение) означает , что объект удаляется от наблюдателя. Чем дальше находится галактика , тем больше скорость удаления , регистрируемая по сдвигу спектральных линий. Методы изучения галактик Рассмотрим теперь основные методы исследования физических характеристик галактик. C помощью фотографических или фото¬электрических измерений — измеряются цвета галактик. Они дают возможность построить распределение энер¬гии излучения галактик. Цвет излучения небесных тел тесно связан с таким важным физическим параметром, как температура: более горячие звезды — голубые, более холодные — красные. Например, более красные «коро¬ны» галактик указывают на то, что они состоят из хо¬лодных звезд, а в более голубые их плоские диски и спирали должны входить горячие голубые звезды. Цве¬товые характеристики можно измерять не только в оптическом, но и инфракрасном, рентгеновском и дру¬гих диапазонах электромагнитного спектра. Одним из очень информативных методов исследова¬ния излучения небесных тел (в том числе галактик) яв¬ляется спектральный метод. Если сфотографировать спектр галактики с помощью спектрографа (ввиду сла¬бости блеска далеких галактик для этого необходимо использовать достаточно большие телескопы), то мы на фоне непрерывного спектра увидим набор спектраль¬ных линий — светлых и темных. Звезды, подобные Солн¬цу, имеют так называемый абсорбционный спектр, для которого характерно наличие узких темных линий, со¬ответствующих различным химическим элементам и воз¬никающих в верхних, наиболее холодных слоях звезд¬ной атмосферы. Таковы спектры большинства обычных звезд. Спектр излучения всей галактики также является абсорбционным, так как он вызван суммарным излуче¬нием входящих в галактику звезд. Другой составной элемент галактик — межзвездный газ (газовые облака обычно наблюдаются вдоль спи¬ральных рукавов) дает светлые так называемые эмис¬сионные линии. Их излучение определяется спецификой свечения межзвездного газа, перерабатывающего излу¬чения близко расположенных горячих звезд. Отождеств¬ление спектральных линий тех или иных химических элементов (или ионов) позволяет судить о химическом составе излучающего вещества (звезд и газа, входя¬щих в галактику). Очень ценную информацию при спектральных на¬блюдениях галактик можно получить, используя прин¬цип Доплера. Например, при наблюдении вращающей¬ся галактики, видимой под некоторым углом (в направ¬лении оси вращения эффект Доплера ничего не дает), одна из частей галактики будет удаляться от нас, а другая — приближаться. В силу эффекта Доплера спек¬тральные линии излучения удаляющейся части галак¬тики должны сдвинуться в длинноволновую часть спект¬ра, а линии излучения приближающейся части — в ко¬ротковолновую. Спектральная линия в результате ста¬нет наклонной, и величина этого наклона позволяет определять скорость вращения данной галактики. Джерело. Поиск далёких галактик Галактики- результат естественной эволюции смеси барионного и не барионного вещества в расширяющейся Вселенной. Основной двигатель этой эволюции-гравитация. За счёт неё образуются тёмные гало , в центрах гало растут черные дыры , действует газ и рождаются новые звёзды. Сейчас мы живём в привилегированное время, когда прямым наблюдением становится доступна молодая Вселенная вместе с только формирующимися в ней первым объектами. Список используемой литературы: Эволюция солнечной системы: Пер. с англ. / Х. Альвен, Г. Аррениус.; Энциклопедический словарь астронома.; Журнал “Земля и Вселенная” ; Энциклопедический словарь астронома.; Данлоп С. Азбука звездного неба.