Определение расстояний до галактик. Закон Хаббла. Красное смещение в спектрах галактик

Существует несколько способов определения расстояний до галактик. Легче всегоэто можно сделать, если в галактике наблюдаются хорошо изученные объекты, светимость которых мы знаем. Так, например, светимость цефеид известна по соотношению период - светимость. У новых звезд абсолютная звездная величина в максимуме около -8m,5, а у шаровых скоплений в среднем -8m. В этих случаях для определения расстояний достаточно найти видимую звездную величину такого объекта и вычислить модуль расстояния, не забывая при этом учитывать влияние межзвездного поглощения света. О расстояниях до удаленных галактик, в которых перечисленные объекты не видны, судят по их видимым угловым размерам или по видимой звездной величине. Для этого необходимо, очевидно, знать размеры или светимости галактик данного типа. Наконец, еще один способ основан на определении величины красного смещения. Это явление заключается в том, что все спектральные линии в спектрах далеких галактик оказываются смещенными к красному концу.

конецформыначалоформыЗакон Хаббла (закон всеобщего разбегания галактик) — эмпирический закон, связывающий красное смещение галактик и расстояние до них линейным образом:cz = DH₀

Где z — красное смещение галактики, D — расстояние до неё, H₀ -коэффициент пропорциональности, называемый постоянная Хаббла. Закон Хаббла установлен экспериментально Э. Хабблом в 1929 для галактик с помощью 100" телескопа, который разрешает ближайшие галактики на звезды. Среди них были цефеиды, используя зависимость «период-светимость» которых, Хаббл измерил расстояние до них, а также красное смещение.

Полученный Хабблом коэффициент пропорциональности составлял около 500 км/с на мегапарсек. Современное значение составляет 74,2 ± 3,6 км/с на мегапарсек. Столь существенную разницу обеспечивают два фактора: отсутствие поправки нуль-пункта зависимости «период-светимость» на поглощение (которое тогда ещё не было открыто) и существенный вклад собственных скоростей в общую скорость для местной группы галактик.

конецформыначалоформыКрасное смещение — наблюдаемое для всех далёких источников (галактики, квазары) понижение частот излучения, свидетельствующее о динамическом удалении этих источников друг от друга и, в частности, от нашей Галактики, т.е. о нестационарности Метагалактики. Красное смещение для галактик было обнаруженоамериканским астрономом В. Слайфером в 1912-14; в 1929 Э. Хаббл открыл, что красное смещение для далёких галактик больше, чем для близких, и возрастает приблизительно пропорционально.

70.Квазары.

Квазары - самые отдаленные от нас астрономические объекты.
Расстояние до этого квазара, видимого в оптический телескоп как звезда девятнадцатой величины, составляет 12,8 млрд световых лет..
радиосигналы, посланные этими квазарами тогда, когда еще не была сформирована наша Галактика, в том числе Солнечная система, можно только сегодня зарегистрировать на земле. А преодолевают эти лучи огромное расстояние-более 13 млрд световых лет.

71. Пространственное распределение галактик. конецформыначалоформыОбычно галактики встречаются небольшими группами, содержащими по десятку членов, часто объединяющимися в обширные скопления сотен и тысяч галактик. Наша Галактика входит в состав так называемой Местной группы, включающей в себя три гигантские спиральные галактики (наша Галактика, туманность Андромеды и туманность в созвездии Треугольника), а также более 15 карликовых эллиптических и неправильных галактик, крупнейшими из которых являются Магеллановы Облака. В среднем размеры скоплений галактик составляют около 3 Мпс. В отдельных случаях диаметр их может превышать 10-20 Мпс. Они делятся на рассеянные (неправильные) и сферические (правильные) скопления. Рассеянные скопления не обладают правильной формой и имеют нерезкие очертания. Галактики в них весьма слабо концентрируются к центру. Примером гигантского рассеянного скопления может служить ближайшее к нам скопление галактик в созвездии Девы. На небе оно занимает примерно 120 кв. градусов и содержит несколько тысяч преимущественно спиральных галактик. Расстояние до центра этого скопления составляет около 11 Мпс. Сферические скопления галактик более компактны, чем рассеянные, и обладают сферической симметрией. Их члены заметно концентрируются к центру. Примером сферического скопления является скопление галактик в созвездии Волос Вероники, содержащее очень много эллиптических и линзообразных галактик. Его диаметр составляет почти 12 градусов. В нем содержатся около 30 000 галактик ярче 19 фотографической звездной величины. Расстояние до центра скопления составляет около 70 Мпс.

1. Предмет и задачи астрономии. Разделы астрономии. Классические и современные методы астрономических исследований.

2. Основные этапы развития астрономии. Место астрономии в системе естественных наук, её научное, практическое и мировоззренческое значение.

3. Небесная сфера. Основные плоскости, линии и точки небесной сферы.

4. Системы небесных координат (горизонтальная, первая и вторая экваториальные, эклиптическая).

5. Суточное вращение небесной сферы на разных широтах и связанные с ним явления. Суточное движение Солнца. Смена сезонов и тепловые пояса.

6. Основные формулы сферической тригонометрии. Параллактический треугольник и преобразование координат.

7. Звёздное, истинное и среднее солнечное время. Связь времён. Уравнение времени.

8. Системы счёта времени: местное, поясное, всемирное, декретное и эфемеридное время.

9. Календарь. Типы календарей. История современного календаря. Юлианские дни.

10. Рефракция.

11. Суточная и годичная аберрация.

12. Суточный, годичный и вековой параллакс светил.

13. Определение расстояний в астрономии, линейных размеров тел солнечной системы.

14. Собственное движение звёзд.

15. Лунно-солнечная и планетарная прецессия; нутация.

16. Неравномерность вращения Земли; движение полюсов Земли. Служба широты.

17. Измерение времени. Поправка часов и ход часов. Служба времени.

18. Методы определения географической долготы местности.

19. Методы определения географической широты местности.

20. Методы определения координат и положений звёзд (a и d).

21. Вычисление моментов времени и азимутов восхода и захода светил.

22. Видимые и действительные движения Луны и планет. Конфигурации планет. Синодические уравнения.

23. Элементы орбит.

24. Законы Кеплера. Третий (уточнённый) закон Кеплера.

25. Движение тела под действием силы тяжести. Виды орбит.

26. Задача 3-х и более тел. Частный случай задачи трех тел (точки либрации Лагранжа). Открытие Нептуна.

27. Понятие о возмущающей силе. Устойчивость Солнечной системы.

28. Орбита Луны.

29. Приливы и отливы.

30. Движение космических аппаратов. Три космические скорости.

31. Фазы Луны.

32. Солнечные и лунные затмения. Условия наступления затмения. Сарос.

33. Либрации Луны.

34. Спектр электромагнитного излучения, исследуемый в астрофизике. Прозрачность атмосферы Земли.

35. Механизмы излучения космических тел в разных диапазонах спектра. Виды спектра: линейчатый спектр, непрерывный спектр, рекомбинационное излучение.

36. Астрофотометрия. Звёздная величина (визуальная и фотографическая).

37. Свойства излучения и основы спектрального анализа: законы Планка, Рэлея-Джинса, Стефана-Больцмана, Вина.

38. Доплеровское смещение. Закон Доплера.

39. Методы определения температуры. Виды понятий температуры.

40. Методы и основные результаты изучения формы Земли. Геоид.

41. Внутреннее строение Земли.

42. Атмосфера Земли.

43. Магнитосфера Земли.

44. Общие сведения о Солнечной системе и её исследовании.

45. Физические характеристики Луны.

46. Планеты земной группы.

47. Планеты-гиганты и их спутники.

48. Малые планеты – астероиды.

49. Кометы. Метеоры. Метеориты.

50. Основные физические характеристики Солнца как звезды.

51. Спектр и химический состав Солнца, солнечная постоянная.

52. Внутреннее строение Солнца. Источник энергии Солнца.

53. Фотосфера, хромосфера, корона Солнца. Грануляция и конвективная зона. Зодиакальный свет и противосияние.

54. Активные образования на Солнце. Центры солнечной активности.

55. Эволюция Солнца.

56. Спектры нормальных звёзд и спектральная классификация. Температура звёзд. Температурная шкала.

57. Абсолютная звёздная величина и светимость звёзд.

58. Диаграмма спектр-светимость Герцшпрунга-Рессела.

59. Связь размеров, масс, светимостей и температур звёзд.

60. Модели строения звёзд. Строение вырожденных звёзд (белые карлики и нейтронные звёзды). Чёрные дыры.

61. Основные этапы эволюции звезд. Планетарные туманности.

62. Кратные и переменные звёзды (кратные, визуально-двойные, спектрально-двойные звёзды, невидимые спутники звёзд, затменно-двойные звёзды). Особенности строения тесных двойных систем.

63. Физические переменные звёзды (пульсирующие переменные; эруптивные переменные: в начале эволюции, новые, сверхновые; пульсары, нейтронные звёзды). Рентгеновские источники излучения.

64. Методы определения расстояний до звёзд.

65. Распределение звёзд в Галактике. Скопления. Общее строение Галактики.

66. Пространственное перемещение звёзд. Вращение Галактики.

67. Межзвёздные пыль, газ, молекулярные облака. Космические лучи, галактическая корона и магнитное поле Галактики.

68. Классификация галактик.

69. Определение расстояний до галактик. Закон Хаббла. Красное смещение в спектрах галактик. 70 Квазары.

71 пространственное распределение галактик.