Tähe ekspansiivse voolavuse V määrab alati Päike (joonis 10) ja see arvutatakse peeglit Päikesega ühendava otsevahetuse r promeniaalse voolavuse V r ja tangentsiaalse voolavuse V t järgi.
(141)
Väike 10, Rukh zirki shodo Sontsia
V-peegli vahetut avarust iseloomustab selle ja valvuri pilgu vahele jääv ruum; ilmselgelt,
cos θ = V r / V
і sin θ = V t / V (142)
Veelgi enam, 0° ≤ θ ≤ 180°.
See hoiatus viitab voolavuse vahetusele Maa pinnaga. Kuna peegli spektris on pika joonega joon nihutatud normaalsest (labori)asendist Δх mm võrra ja spektrogrammide dispersioon sellel kaugusel on sarnane D Å/mm, siis joon nihkub. ї, väljendatuna Å,
Δλ = λ" – λ = Δx D (143)
i, (138), vahetas likviidsust
v r = c (Δλ/λ)
de s = 3 · 10 5 km/s – valguse kiirus.
Seejärel vaheta kilomeetrite kiirus sekundiks Päikese vastu
V r = v r - 29,8 sin (λ * - λ ) cos β * , (144)
kus λ * - tähe elliptiline pikkuskraad ja β * - tähe elliptiline laiuskraad, λ - Päikese elliptiline pikkuskraad Päikese spektrogrammide päeval (asutatud astronoomilise vaatleja jaoks) ja arv 29,8 väljendab Maa ringikujulist voolavust kilomeetrit sekundis.
Sujuvus V r (või v r) on positiivne, kui suund on Päikese (või Maa) poole, ja negatiivne, kui see on vastupidises suunas.
Tähe tangentsiaalne voolavus V t kilomeetrites sekundis määratakse jõe parallaksiga π ja märja vooluga μ, siis vastavalt doosile, millega täht taevas 1 jõe võrra liigub:
(145)
Veelgi enam, μ ja π väljendatakse kaaresekundites (") ja kaugus r tähest on parsekides.
μ määratakse omal moel jõetaguse peegli ekvatoriaalsete koordinaatide α ja δ muutmisega (pretsessioonireeglitega):
(146)
Veelgi enam, tähe valguse suuna komponent vastavalt avaldiste otsesele konvergentsile on sekundites tunnis (s) ja tuule suuna komponent μ on kaaresekundites (").
Vlasny rukhu μ otsesuunda näitab positsiooniline lõige ψ, mis on suunatud otse maailma alumisele poolusele:
(147)
Veelgi enam, vahemikus 0° kuni 360°.
Galaktikate ja kvasarite võimsus on μ = 0, mis tähendab, et voolavus V r vahetub, kuna see voolavus on suur, siis Maa voolavust ei soovita ja seetõttu V r = v r . Oluliselt Δλ/λ = z, saab elimineerida võrdselt lähedal asuvate galaktikate puhul, mille puhul z ≤ 0,1,
V r = cz, (148)
Ja vastavalt Hubbi seadusele on see megaparsekides (Mpc) *
r = V r / H = V r / 50 (149)
de praegune Hubble'i statsionaarne väärtus H = 50 km/s Mpc.
Kaugete galaktikate ja kvasarite puhul, mille väärtused on z > 0,1, järgige relativistlikku valemit
(150)
ja nende aspektide hindamine toimub Universumi tunnustatud kosmoloogilise mudeli raames. Niisiis, suletud pulseeriv
(151),
ja avatud Einstein-de Sitteri mudelis
(152)
tagumik 1. Spektris pikeneb heeliumijoon pika pikendusega 5016 Å 0, 017 mm võrra punase otsani, kusjuures spektrogrammide dispersioon sellel laiendil on 20 Å/mm. Peegli ekliptiline laiuskraad on koguni 47°55" ja elliptiline laiuskraad 26°45" ning spektri pildistamise hetkel oli päikese elliptiline laiuskraad 223°14" lähedal.
Dani: spekter, λ = 5016 Å, Δx = +0,017 mm, .
D = 20 A/mm; tsirka, λ* = 47°55", β* = -26°45"; Sonce, λ = 223°14".
Otsus. Valemid (143) ja (138) näitavad spektrijoont:
Δλ = ΔxD = +0,017 20 = +0,34Å
ja vahetage tähe voolavus Maa huvides:
Zirka shodo Sontsya vahetuskursi Vr arvutamise valemi (144) määramiseks peate teadma tabeleid
sin(λ*-λ ) = sin(47°55"-223°14") = -0,0816
і cosβ* = cos (-26°45") = + 0,8930,
V r -v r -29,8 sin (λ * -λ )cosβ * = +20,5 +29,8 · 0,0816 · 0,8930 = +22,7; V r = 22,7 km/s.
tagumik 2. Kvasari spektris, mille fotopeegeldus on 15m,5 ja naha läbimõõt 0",03, on vee emootiline joon Η β pika joonega 4861 Å asendis, mis on kooskõlas pika joonega 5421 A. Uurige välja voolavus, püsti, lineaarsed mõõtmed.
Dani: m pg = 15m,5, Δ = 0",03;
β, λ" = 5421 Å, λ = 4861 Å.
Otsus. Järgides valemit (143), lisame vee spektrijoone
Δλ = λ" - λ = 5421 - 4861 = + 560Å
ja killud z > 0,1, lamedad (150), muudavad voolavust
või muidu V r = 0,108 3 10 5 km/s = +32400 km/s.
Kasutades valemit (151), jõuab Universum suletud pulseerivas mudelis kvasarini
r = 619 Mpc = 619 · 10 6 ps.
või muidu r = 619 · 10 6 · 3,26 sv, rokiv = 2,02 · 10 9 sv, rokiv
Todi, vastavalt (55), kvasari lineaarne diameeter
või muidu D = 90 · 3,26 = 293 valgust. Roku.
Zgidno (117), selle absoluutne fotograafiline suurusjärk
M pg = m pg + 5 - 5 lgr = 15 m, 5 + 5 - lg619 10 6 = - 23 m,5
i, järgnedes valemile (120), heleduse logaritm
logL pg = 0,4 (M pg - M pg) = 0,4 (5 m,36 + 23 m,5) = 11,54,
Tähtede heledus on L pg = 347 · 109, mis tähendab, et 347 miljardi Päikese tüüpi tähe heledus on võrdne.
Samad kogused Einstein-de Sitteri mudelis järgivad valemit (152):
r = 636 Mpc;
või r = 636 · 10 6 · 3,26 St. Rokiv. = 2,07 10 9 St. rokiv, D = 92,5 ps = 302 sv. Roku ja just sellise täpsusastmega M pg = - 23 m ,5 ja L pg = 347 10 9
Zavdannya 345. Savivee jooned Η β ja H δ, maksimaalsed 4861 Å ja 4102 Å, nihked peegli spektris punasesse otsa on sarnased 0,66 ja 0,56 Å võrra. Vahetage tähe voolavust oluliselt Maa huvides ja olge ettevaatlik.
Zavdannya 346. Avage Regula (ja Leva) tähe esiosa, kuna spektri samad jooned on nihutatud violetse otsa poole 0,32 Å ja 0,27 Å võrra.
Zavdannya 347. Kummal pool spektrit ja mitu millimeetrit on pikendatud, hajuvad savika pilu jooned pika joonega 5270 Å ja 4308 Å spektrogrammis, Promeeni voolavusega tähed - 60 km/s, hajuvad spektrogrammid esimesel distantsil on tase 25 Å/mm ja teisel Å /mm?
Zavdannya 348. Arvutage välja savi veejoonte asukoht? ? , ? Pikkade liinide tavaline pinge on 4861, 4102 ja 3750 Å.
Zavdannya 349.β Draco ja γ Draco tähed asuvad ekliptika alumise pooluse lähedal. Jooned alates λ=5168 Å ja λ=4384 Å esimese tähe spektris on nihutatud violetse otsa poole 0,34 Å ja 0,29 Å võrra ning teise tähe spektris - 0,47 Å ja 0,40 Å võrra. Vahetage märkimisväärselt nende tähtede magusust.
Zavdannya 350. Uurige Canopuse (ja Kieli) tähe pehmust, kuna päikese elliptiline pikkus ei olnud mitte mingil juhul lähedane tähe elliptilisele pikkuskraadile ning savivoodri jooned E (5270 Å) ja G (4326) Å) spektrogrammis surutakse silmad punasesse otsa 0,018 mm ja 0,020 mm võrra, dispersioon spektrogrammi esimesel lõigul on 20 Å/mm ja teisel lõigul 15 Å/mm.
Zavdannya 351. Meie Bega (ja Liri) tähe fotograafilises spektris varieerus selle elliptiline pikkus Päikese elliptilisest pikkuskraadist 180° juures ning savivee jooned H β (4861 Å) ja H γ (4102 Å) selgusid olevat. hävitati violetse otsani spektrogrammidega, mis on nähtavasti 0,0 mm ja 0,0380 mm juures, hajutusega varjujoonte graafikutel, mis on üle 10 Å/mm ja 5 Å/mm. Tea Vega vingust.
Zavdannya 352. Milliste meelte jaoks võrdub tähtede vahetuskursi korrigeerimine Päikese suhtes nulliga ja milliste jaoks on absoluutväärtus suurim?
Zavdannya 353. Järgides tabelis olevaid andmeid, arvutage tähtede tangentsiaalkiiruse väärtus ja asukohaväärtus.
Zavdannya 354. Arvutage tähtede tangentsiaalne kiirus, parallaks ja mõne väärtuse võimsusvool nende nimede järgi: Altair (ja Orla) 0",198 ja 0",658; Spika (ja Divi) 0,021 ja 0,054; ε India 0",285 ja 4",69.
Zavdannya 355. Lähituleviku ülesandeks uurige välja päikeseenergia komponendid ekvaatori koordinaatide taga. Selle nimetuse järel on märgitud juuksepiiri positsiooniline lõige ja naha muutus: Altair 54°.4 ja +8°44"; Spica 229°.5 ja -10°54"; ε India 123°,0 ja -57°00".
Zavdannya 356. Millise tunniintervalli ja mis suunas nihkuvad ettepoole suunatud ülesande silmad kuuketta läbimõõduga (30") ja millised on nende ekvaatorilised koordinaadid koordinaatsüsteemis 1950.0, mis on sel tunnil samas kohas ja nende koordinaadid : Altaira 19h48m20s, 6 ja + 8 ° 44 "05", Spika juures 13h22m33s, 3 ja -10 ° 54 "04" ja ε India 21h59m33s, 0 i - 56 ° 59 "34"?
Zavdannya 357. Millised on edasijõudnute ülesande tähtede ekvatoriaalsed koordinaadid 2000 rubla ulatuses? selle saatuse koordinaatsüsteemis, kuna nende asukoha kohtades on jõe pretsessioon pärast otseseid lähenemisi ja muutusi (tähtede ümberpaigutamise korral) suurem kui +2s, 88 ja +9",1; + 3s, 16 ja -18",7; +4s,10 ja +17",4?
Zavdannya 358. Achernari (ja Eridani) tähe vahetuskurss on +19 km/s, jõe parallaks on 0,032 ja veevool 0,098 ning Denebi (ja Luige) tähel on sarnased väärtused võrdsed. samale - 5 km/s, 0" " ,004 ja 0",003. Uurige nende tähtede suurust ja otsest ruumilist voolavust.
Zavdannya 359. Tähe Procyoni (ja Canis Minori) spektril on savijoon, mille pikk joon on 5168 ja 4326 nihet (koos Maa voolavuse reguleerimisega) kuni violetse otsani, mis on sarnane 0,052 i 0,043-ga. Jõe tähe märja suuna komponendid - 0c,0473 mööda otsest lähenemist ja -1",032 piki suunda ning selle parallaks 0",288, Uurige välja jõe ruumilise voolavuse suuna väärtus. Protsion, suunaga +5 ° 29 ".
Zavdannya 360. Piisa (ja Auriga) peegli spektrogrammil on savi läbitungimisjooned pika joonega 4958 Å ja 4308 Å nihutatud 0,015 mm võrra punasesse otsa, dispersiooniga 50 Å/mm = 44 Å. /mm. Vaade tähele +45°58", elliptiline pikkuskraad 8l°10", elliptiline laiuskraad +22°52", parallaks 0",073, ja juuksepiiri komponentidele + 0 s.0083 ja -0",427. Päike oli 46 ° 18 /. Määrake peegli avaruse suurus ja suund.
Zavdannya 361. Praegusel ajastul on Biga (ja Liri) tähe visuaalne peegeldus + 0m,14 ja tähe visuaalne peegeldus on 0,345, parallaks 0,123 ja muutuv kiirus 14 km/s. Uurige välja ajastu, mil Vega lähenes Päikesele kõige lähemal, ja arvutage tema jaoks välja tõusev, parallaksiline, võimas kivi, mis vahetab seda tangentsiaalset voolavust ja tähtede heledust.
Zavdannya 362. Oodata on Tolimani (ja Centauri) täht, mille visuaalne sära praegusel ajastul on +0m,06, niiskustase 3,674, parallaks 0,751 ja muutuv kiirus - 25 km/s. Need on 10 tuhande pulli suurused. Selle saatus on selline, milline hais on 10 tuhande pärast. saatus pärast lähima läheduse saavutamist?
Zavdannya 363. Kaugete galaktikate ja kvasarite spektrites tuleb olla ettevaatlik, et jooni ei kitsendataks päris lõpuni (punase otsani). Kuidas saab seda nähtust tõlgendada Doppleri efektina, nii et punase nihkega objektide nimede voolavust vahetades muutuvad need pärast viimast spektrijoonte lainet nagu 0,1, 0,5 ja 2?
Zavdannya 364. Neid andmeid järgides on järgmiseks ülesandeks arvutada nende objektide endi kaugused kahes kosmoloogilises mudelis, võttes Hubble'i konstandiks 50 km/s Mpc.
Zavdannya 365. Uurige ekstragalaktiliste objektide spektrite punanihet, mis näitab promenia likviidsust, mis on suurem kui 0,25 ja 0,75 heledus.
Zavdannya 366. Milline on edasisuunalise ülesande objektide voolavuse vahetamise mõju, kuidas asendada Doppleri efekti relativistlik valem selle efekti algse valemiga?
Zavdannya 367. Tabel sisaldab teavet kolme galaktika kohta:
Tea, et ioniseeritud kaltsiumi joonte mõõtmed on 3968 Å (N) ja 3934 Å (K), arvutage tsich-galaktikate vahetatav likviidsus, kõrgus, lineaarmõõtmed, absoluutne heledus ja kergus.
Zavdannya 368. Kvasari STA102 spektris, mille õndsus on 17m,3, ületab emissioonijoonte nihe piigi 1,037 korda ja kvasari PKS 0237-23 spektris (pilgutus 16m,6) -2,223. korda . Millistest kohtadest neid kvasareid leitakse ja miks on nende heledus nii iidne? Teadmised peituvad kahe kosmoloogilise mudeli taga.
Zavdannya 369. Arvutage kvasari 3S 48 kõrgus, lineaarsed mõõtmed ja heledus, kuna selle naha läbimõõt on 0,56, peegeldus 16m,0 ja ioniseeritud magneesiumi joon 2798 on nihutatud joogospektrisse asendisse 3832.
Zavdannya 370. Määrake kvasar ZS 273, mille naha läbimõõt on 0",24 ja lähedus 12m,8, jaoks ettepoole suunatud ülesanne, kuna selle esinemise spektris on veeliine:
Ηβ (λ 4861) kuni λ = 5640 Å; H γ (λ 4340) kuni
λ = 5030 Å ja Η δ (λ 4102) kuni λ = 4760 Å.
Zavdannya 371.Ühes kõige kaugemas kvasaris väheneb punetus 3,53 normaalse spektrijooneni. Uurige kvasari voolavust ja hindage seda seni, kuni jõuate selleni.
Vaated – tähtede ja galaktikate Rukh avaruses
Olles solvanud Päikese enda rukhi, "andmata" sellele voolavusele, tahavad nad "maailma rahustandardi" suhtes üle reageerida - koordinaatsüsteemi osa, milles uniste tähtede keskmine rukh on võrdne. nulli. Tähe voolavust vastavalt kohalikule standardile nimetatakse selle omapäraseks voolavuseks.
Peeglite nahk pöörleb orbiidil ümber galaktika keskpunkti. Populatsiooni I tähed on galaktilise ketta tasandi lähedal sarnastel ringikujulistel orbiitidel. Päike ja teda ümbritsevad tähed kukuvad endiselt kokku ümmarguse orbiidiga, kiirusega umbes 240 km/s, tehes lõpule pöörde 200 miljoni roki (galaktilise jõe) jooksul. II rahvastiku tähed kukuvad kokku elliptilistel orbiitidel erinevate ekstsentrilisusega ja viisidel kuni galaktika tasandini, lähenedes perigalaktilisel orbiidil galaktilisele keskusele ja eemaldudes apogalaktilisel orbiidil uuest. Põhiline haisutund möödub apogalaktia piirkonnas, kus praegune kivi settib. Päikese sõnul on nende voolavus aga suur, mistõttu nimetatakse neid kõrgekvaliteedilisteks teradeks.
Topelttähed. Ligi pooled tellimustest jõuavad ripp- ja voltimissüsteemide lattu. Sellise süsteemi massikese kukub oma orbiidil ümber Galaktika keskpunkti kokku ja ümbritsevad peeglid plahvatavad massisüsteemi keskpunkti ümber. Sekundaarses vaates pöörleb üks komponent ümber teise, mis on kooskõlas Kepleri harmoonilise (kolmanda) seadusega:
kus m1 ja m2 on tähtede massid Sontsa massiühikutes, P on kohustusperiood kivimites ja D on tähtede vaheline kaugus astronoomilistes ühikutes. Sel juhul ilmuvad silmade silmad massi keskpunkti lähedale ja nende asendid keskpunkti ees on võrdelised nende massiga. Võttes üksikasjalikumalt arvesse naha orbiiti ja nahaaluse süsteemi komponente, on lihtne teada nende massi suhet. Samuti KEPLERI SEADUSED.
Seal on nii palju kaksiktähti, mis varisevad üksteisele nii lähedal, et neid on võimatu teleskoobis kõrvuti märgata; Nende duaalsust saab näha ainult spektrites. Orbitaalse voolu tagajärjel läheneb silmade nahk perioodiliselt meile ja seejärel kaob. See on tingitud joone Doppleri allasurumisest selle spektris. Kuna mõlema läätse heledus on lähedane, välditakse naha spektrijoone perioodilist lõhenemist. Kui üks peeglitest on väga hele, siis vaadeldakse ainult ereda peegli spektrit, milles kõik jooned perioodiliselt kõikuvad.
Zminny silmad. Peegli nähtav peegeldus võib muutuda kahel põhjusel: kas muutub peegli heledus või blokeerib see näiteks mõne teise alluva süsteemi peegli vaate. Erineva heledusega peeglid muutuvad pulseerivaks ja purskuvaks (siis paisuvad). Pulseerivaid muutujaid on kahte kõige olulisemat tüüpi – lüüriidid ja tsefeidid. Esimesed, RR Liri tüübile tuntud, kestavad ligikaudu sama absoluutse koiduväärtuse ja perioodid on iga päeva kohta lühikesed. Tsefeididel, muutuvtüüp d Cephei, on heleduse muutumise perioodid tihedalt seotud nende keskmise heledusega. Mõlemat tüüpi pulseerivad muutujad on isegi olulised, kuni nende heleduse tundmine võimaldab erinevust kindlaks teha. Ameerika astronoom H. Shepley kasutas Lyridide abil meie galaktika lähedal asuvaid kaugusi ja tema kolleeg E. Hubble määras tsefeidide abil kauguse Andromeeda galaktikast.
Eruptiivseid muutusi on erinevat tüüpi. Nagu näiteks SS Swan, neid ei kanta mõnikord üldse üle. Uute tähtede vibratsioon ilmneb harva, kuid väga aeglaselt; millega hais ei riku tähte, mis on valge kääbus tihedas maa-aluses süsteemis. Kui pinnale koguneb piisavalt vedelikku, siis see paisub ja kukub tavalisest pupillist välja. Seda saab korrata rohkem kui üks kord. Uued tähed paisuvad taas, et konkureerida heleduse poolest kogu galaktikaga. Selline vibratsioon võib tähe isegi rikkuda. ka NOVA ZIRKA; SUPERNOVA ZIRKA; VÄIKESED VAATAMISVÄÄRSUSED.
Värviline zirok. Peeglid näitavad erinevaid värve. Arcturus on kollakas-kuum värv, Rigel on valge-must värv, Antares on helepunane. Läätsede valikus domineeriv värv sõltub pinna temperatuurist. Peegli gaasiümbrist peetakse ideaalseks viprominuvaatiks (absoluutselt must keha) ja see allub täielikult M. Plancki (1858–1947), J. Stefani (1835–1893) ja V. Wieni klassikalistele esiletõstmise seadustele. (1864 –1928), mis saab temperatuuri. See tegelane on erinev. Plancki seadus määrab energia jaotuse kogu kehas. See näitab, et temperatuuri tõustes on oodata uut vibratsioonivoogu ja spektri maksimumi täheldatakse lühikestel perioodidel. Temperatuuri väärtus (sentimeetrites), mille juures maksimaalne vibratsioon langeb, määratakse Wieni seadusega: lmax = 0,29/T. Seda seadust ennast seletatakse Antarese punase värvusega (T = 3500 K) ja Rigeli musta värviga (T = 18000 K). Stefani seadus annab kõikidele korrustele uue vibratsioonivoo (villale ruutmeetri kohta): E = 5,67ґ10–8 T 4 .
Tähtede spektrid. Koiduspektrite uurimine on kaasaegse astrofüüsika alus. Spektri taga saate määrata peegli atmosfääris oleva gaasi keemilise koostise, temperatuuri, rõhu ja voolavuse. Joonte Doppleri nihete taga muutub tähe enda liikumise kiirus, näiteks orbiidil satelliidisüsteemis.
Suurte läätsede valikus on siis nähtavad savijooned. kitsad arengud viprominiooni pidevas jaotuses. Neid nimetatakse ka Fraunhoferi ja absorptsioonijoonteks. Hais kinnistub spektris peegli atmosfääri kuumade alumiste sfääride peegeldumise tõttu, läbides külmi ülemisi sfääre, ja jääb püsima mitmel laulvatele aatomitele ja molekulidele iseloomulikel soontel.
Savitähtede spektrid on väga erinevad; Iga keemilise elemendi joonte tugevus, mis alati vähendab selle suhtelist tugevust peegli atmosfääris: oluliselt suurem vaade spektrile sõltub heleda pinna temperatuurist. Näiteks atmosfääri aatomites on kõige rohkem tähti. Kuumade tähtede spektris on aga neutraalsed jooned, kuna seal on kõik kristalli aatomid ioniseeritud. Voden on kõigi tähtede põhikomponent. Külmade tähtede spektris pole aga optilist joont näha ergastuse puudumise tõttu ja kuumade tähtede spektris ionisatsiooni puudumise tõttu. Natomism mõõdukalt kuumade tähtede spektrites ploki pinna temperatuuri tõttu. 10 000 Kõige sügavamate joonteni on savi Balmeri seeria veekogu, mis tekib aatomite üleminekul teiselt energeetiliselt tasandilt.
Gaasi rõhk peegli atmosfääris põhjustab ka laulva sissevoolu spektrisse. Uutel temperatuuridel on ioniseeritud aatomite jooned madala rõhuga atmosfääris tugevamad, mistõttu jäävad aatomid, mis vähem tõenäoliselt elektrone põletavad ja seetõttu kauem elavad. Atmosfääri rõhk on tihedalt seotud antud spektriklassi tähe suuruse ja massiga ning ka heledusega. Spektrile rõhu seadmisega saate arvutada tähe heleduse ja võrreldes nähtava pimestamisega arvutada kauguse mooduli (M - m) ja lineaarse kauguse tähest. Seda väga lihtsat meetodit nimetatakse spektraalparallaksite meetodiks.
Söögiprogramm:
Vlasny rukh ja promenevі shvidkosti zirok;
Galaktika tähtede ja päikese omapärane heledus;
Galaxy ümbris.
Lühikokkuvõte:
Impeeriv revolutsioon ja tähtede likviidsuse vahetus, tähtede ja Päikese omapärane likviidsus galaktikas
Nende tähtede endi ekvatoriaalkoordinaatide joondamine, mõõdetuna pärast märkimisväärseid ühetunniseid intervalle, näitas, et need muutuvad iga tunniga. Märkimisväärne osa neist muutustest on põhjustatud pretsessioonist, nutatsioonist, aberratsioonist ja jõe parallaksist. Kui nende põhjuste sissevoolu ei ole võimalik peatada, siis muudatused muutuvad, vastasel juhul neid enam ei ilmu. Peegli nihkumist, mis on kadunud, nimetatakse peegli niiskeks käeks taevasfääril. See ilmub jõel kaaresekundite järel.
Nende aegade määramiseks reguleeritakse pikkade intervallidega tehtud fotoplaate 20 punktini. Olles jaganud kahanenud minevikukivide arvu, saavad jõe järeltulijad jõel uuesti silmad ette. Täpsus sõltub kahe võtte vahelisest ajavahemikust.
Joonlaudade võimsus on erinevatel tähtedel erinev, olenevalt suurusest ja otseselt. Rohkem kui 1-tollise paksuse vihmasaju korral paistavad jõel rohkem kui paarkümmend tähte. Suurim mõju Barnardi "lendavale" tähele on = 10″,27. Tähtede põhikogus on niiske, mis vastab kaaresekundi sajandik- ja tuhandikule jõe kohta. Kõrgeimad ööpäevased väärtused ulatuvad 0,001-ni jõe kohta. Pikema aja jooksul, mis võrdub kümnete tuhandete jõgedega, muutuvad jõgede pisikesed suuresti.
Peegli võimsat voolu puhub suure vaia kaar ühtlase voolavusega. Otsene kulgur muutub väärtuse võrra, mida nimetatakse otseste käiguteede järgi raskeks käeks, ja suunamuutus muutub väärtuse võrra, mida nimetatakse pärast muutust kergeks käeks.
Peegli võimsus arvutatakse järgmise valemi abil:
E 
Kui võtta peegli niiske õhk jõe taga ja seista selle ees parsekides, siis pole oluline arvutada peegli ruumilise voolavuse projektsiooni pildialale. Seda projektsiooni nimetatakse tangentsiaalseks voolavuseks V t ja see arvutatakse järgmise valemi abil:
de r- Seisa tähe poole, see on nähtav parsekkidena.
Tähe ruumilise kiiruse V teadmiseks on vaja teada tema vahetatavat voolavust V r, mis on määratud joonte Doppleri nihkega spektris I V t, mille määrab jõe parallaks I. Fragmendid V t ja V r on üksteisega risti, peegli ruum on sama:
V = V t + V r ).
V väärtuse jaoks on kohustuslik märkida lõige , mis vastutab oma funktsioonide eest:
sin = V t /V,
cos = V t /V.
Lõike on vahemikus 0 kuni 180.
Süsteem Kentauri Sonyachna süsteem Spravzhniy rukh laotuse lähedalV
patt = /,
cos = /
mõlema funktsiooni sümbolite kirjeldusega. Peegli ruumikus pikema aja jooksul muutub praktiliselt muutumatuks tänu oma suurusele ja vahetult. Seega, teades tähtede V ja r praegusel ajastul, saate arvutada tähe Päikesele lähima lähenemise ajastu ja arvutada r min tõusu, parallaksi, niiskuse, ruumilise voolavuse komponentide ja näiva koidiku väärtus. Tõuske peegli juurde parsekidega enne r = 1/, 1 parsek = 3,26 valgust. Roku.
Z
Rukhi süsteem
Kentauri
Tähtede voolu hindamiseks peate välja selgitama Päikese suuna voolavuse ja selle välja lülitama, et kaitsta tähtede suuna voolavust.
Täppi taevasfääril, kuni Päikese voolavusvektori suund on sirgunud, nimetatakse poja tipuks ja protilatsioonipunkti antitipuks.
Sonya süsteemi tipp asub Heraklese kitsamas suunas, koordinaadid on: = 270 , = +30 . Selles suunas kukub Päike kokku kiirusega umbes 20 km/s, nii et 100 ps pole kaugel. Venitame Sontse kalju 630 000 000 km pikkuseks ehk 4,2 a.
Galaxy ümbris
Kui mõni tähtede rühm kukub kokku sama sujuvalt, siis kui olete mõnel tähel, ei saa te varjatud kollapsit tuvastada. Teine paremal, kui voolavus muutub nii, vajub taeva tähtede rühm tumeda keskpunkti poole. Siis on keskmele lähimate tähtede intensiivsus väiksem ja keskpunktist kaugemal asuvate tähtede intensiivsus on väiksem. Vahetage nende kaugete tähtede kiirust, kes on sellise ruki demonstreerimise suhtes ettevaatlikud. Kõik tähed Päikesest kukuvad korraga kokku Galaktika keskpunktiga risti. See revolutsioon on Galaktika galaktika ümbrise pärand, mille voolavus muutub keskelt keskele (diferentsiaalmähis).
Galaxy ümbrisel on järgmised omadused:
1. See asub aastapäeva noole taga, kuna vaatab Galaktika poole Coma Berenicese kitsamas osas asuva päikesepooluse küljelt.
2. Ümbrise pehmus muutub maailmas keskpunktist eemale.
3. Ümbrise lineaarne voolavus suureneb keskpunktist eemal. Seejärel saavutab see ligikaudu Päikeseloojangu jaamas oma kõrgeima väärtuse umbes 250 km/s, misjärel muutub täielikult.
4. Päike ja tähed selle äärealadel alustavad uut revolutsiooni Galaktika keskpunkti ümber umbes 230 miljoni aasta jooksul. Seda perioodi nimetatakse galaktiliseks kivimiks.
Kontrollige toitu:
Mis on Rukh Ziroki jõud?
Kuidas ilmub võimas tähtede valitseja?
Millisel silmal on suurim jõud?
Millist valemit kasutatakse peegli võimsuse arvutamiseks?
Millistele elementidele on paigutatud peegli ruumikus?
Kuidas nimetatakse taevasfääri punkti, kus Päike kokku variseb?
Millisel suziral on tipp?
Millise kiirusega kukub Päike kokku enne lähimaid tähti?
Kuidas tõusta, et Päike pika käega saatusele edasi anda?
Millised on galaktika mähise iseärasused?
Mis on galaktika transformatsiooni periood?
Zavdannya:
1. Betelgeuse tähe Promeneva kiirus 
= 21 km/s, vlasny rukh = 0,032v rіk ja parallaks R= 0,012. Pange tähele, et tähe heledus on avakosmoses tagasi, Päike on õige, tähe looming avakosmoses koos tähevahetusega.
Vidpovid:= 31.
2. Zirka 83 Hercules asub meie ees tõusul D= 100 tk, її vlasny rukh ladu = 0,12. Mis on peegli tangentsiaalne voolavus?
Vidpovid:57 km/s.
3. 4 tk kaugusel asuva Kapteini tähe jõuvool muutub jões 8,8 ja kiirus muutub 242 km/s. Mõelge tähe avarusele.
Vidpovid: 294 km/s.
4. Peegli minimaalses asendis läheneb meile Cygnus 61, kuna peegli parallaks on 0,3 ja võimsus 5,2. Peegel kukub meie poole kokku kiirusega 64 km/s.
Vidpovid:2,6 tk.
Kirjandus:
1. Astronoomiline kalender. See on pidev osa. M., 1981.
2. Kononovitš E.V., Moroz V.I. Välisastronoomia kursus. M., URSS juhtkiri, 2004.
3. Efremov Yu.M. Maailma sügavuses. M., 1984.
4. Tsesevitš V.P. Mida on taevas jälgida? M., 1979.
Nende tähtede endi ekvatoriaalkoordinaatide joondamine, mõõdetuna tunniste intervallidega, näitas, et a ja d muutuvad tunniga. Märkimisväärne osa neist muutustest on põhjustatud pretsessioonist, nutatsioonist, aberratsioonist ja jõe parallaksist. Kui nende põhjuste sissevoolu ei ole võimalik peatada, siis muudatused muutuvad, vastasel juhul neid enam ei ilmu. Tähe nihkumist, mis on kadunud taevasfääril jõe jaoks, nimetatakse tähe niiskeks puudutuseks m. See ilmub sekundis. kaared jõel
Joonlaudade võimsus on erinevatel tähtedel erinev, olenevalt suurusest ja otseselt. Suuremate kui 1-tolliste vihmasadude korral paistab jõel rohkem kui paarkümmend tähte. Suurim jõu mõju Barnardi “lendava” tähe puhul on m = 10”,27. Tähtede peamine suurus on niiskuse vool, mis on võrdne kaaresekundi sajandikute ja tuhandikutega jõe kohta.
Pika aja jooksul, mis võrdub kümnete tuhandete saatustega, muutuvad väikesed härrad suuresti.
Peegli võimsat voolu puhub suure vaia kaar ühtlase voolavusega. Otsene konvergents muudetakse väärtuseks ma, mida nimetatakse otsese konvergentsi järgi võimsusvooks, ja korrigeerimine muudetakse väärtuseks m d, mida nimetatakse suuna järgi võimsusvooks.
Valitsuse võimsus arvutatakse järgmise valemi abil:
m = Ö(m a 2 + m d 2).
Kuna on selge, et peegel liigub mööda kivi ja jõuad selleni parsekkide kaupa, siis ei ole oluline arvutada peegli ruumilise voolavuse projektsiooni pildialale. Seda projektsiooni nimetatakse tangentsiaalseks voolavuseks V t ja see arvutatakse järgmise valemi abil:
V t = m”r/206265” ps/rik = 4,74 m r km/s.
Tähe ruumilise voolavuse V teadmiseks on vaja teada ruumilist voolavust V r, mis on määratud tähe spektri joonte Doppleri nihkega. Fragmendid V t ja V r on üksteisega risti, peegli ruum on sama:
V = Ö(V t 2 + V r 2).
Levinuimad peeglid on RR Lyri tüüpi peeglid. Selle keskmine kiirus enne Päikest jõuab 130 km/s. Need tähed kukuvad aga vastu Galaktika ümbrist, mistõttu nende kiirus näib olevat väike (250–130 = 120 km/s). Isegi 350 km/s lähedase kiirusega Rootsi tähed ei karda Galaktika keskpunkti, sest 320 km/s kiirusest piisab, et Galaktika gravitatsiooniväli ilma jätta või ülimalt ekstsentrilisele orbiidile sattuda.
Teadmine võimsatest varemetest ja tähtede vahetatavast likviidsusest võimaldab hinnata päikesetähtede varemeid, mis samuti vabas õhus kokku varisevad. Seetõttu koosnevad peeglite rukid kahest osast, millest üks on Päikese rukhi pärand ja teine zirka individuaalne rukh.
Tähtede voolu hindamiseks peate välja selgitama Päikese suuna voolavuse ja selle välja lülitama, et kaitsta tähtede suuna voolavust.
Täpp taevasfääril, kuni selle sirgendamiseni nimetatakse päikese voolavusvektorit taevatipuks ja protilatsioonipunkti antitipuks.
Sonyachny süsteemi tipp asub Heraklese perekonnanime lähedal, koordinaatidega: a = 270 0, d = +30 0. Kelle kohas Päike kukub kokku kiirusega umbes 20 km/s, nii ere, et pole kaugel 100 ps. Venitame Sontse kalju 630 000 000 km pikkuseks ehk 4,2 a.
Kui mõni tähtede rühm kukub kokku sama sujuvalt, siis kui olete mõnel tähel, ei saa te varjatud kollapsit tuvastada. Teine paremal, kui voolavus muutub nii, vajub taeva tähtede rühm tumeda keskpunkti poole. Siis on keskmele lähimate tähtede intensiivsus väiksem ja keskpunktist kaugemal asuvate tähtede intensiivsus on väiksem. Vahetage nende kaugete tähtede kiirust, kes on sellise ruki demonstreerimise suhtes ettevaatlikud. Kõik tähed Päikesest kukuvad korraga kokku Galaktika keskpunktiga risti. See revolutsioon on Galaktika galaktika ümbrise pärand, mille voolavus muutub keskelt keskele (diferentsiaalmähis).
Galaxy ümbrisel on järgmised omadused:
1. See asub aastapäeva noole taga, kuna vaatab Galaktika poole Coma Berenicese kitsamas osas asuva päikesepooluse küljelt.
2. Ümbrise pehmus muutub maailmas keskpunktist eemale.
3. Ümbrise lineaarne voolavus suureneb keskpunktist eemal. Seejärel saavutab see ligikaudu Päikeseloojangu jaamas oma kõrgeima väärtuse umbes 250 km/s, misjärel muutub täielikult.
4. Päike ja tähed selle äärealadel alustavad uut revolutsiooni Galaktika keskpunkti ümber umbes 230 miljoni aasta jooksul. Seda perioodi nimetatakse galaktiliseks kivimiks.
24.2 Tähtede populatsioonid ja galaktika alamsüsteemid.
Päikese lähedal asuvad peeglid paistavad suure heledusega ja tõusevad esimest tüüpi populatsioonini. Lõhnad on alati olemas galaktika välispiirkondades. Päikesest kaugel asuvad tähed asuvad teadaolevalt Galaktika keskmes ja koroonas klassifitseeritakse II tüüpi populatsiooniks. Andromeeda udukogus korraldas Baadi elanikkonna küsitluse. Populatsiooni kaunimad tähed І on eredad ja võnkuvad absoluutväärtustega kuni -9 m ning populatsiooni ІІ ilusaimad tähed on absoluutväärtuste jaoks tšervonid. suurusjärk -3 m. Lisaks iseloomustab I populatsiooni II populatsioonis levinud gaasi ja saepuru suur hulk.
Galaktika tähtede üksikasjalik jaotus elanikkonna jaoks sisaldab 6 tüüpi:
1. Äärmuslik populatsioon I – hõlmab selliseid objekte nagu spiraalharudel. Siin näete gaase ja saage, mis on koondunud spiraalharudesse, millest tähed avanevad. Selle populatsiooni tähed on veelgi nooremad. 9. sajand on saamas 20–50 miljoni aastaseks. Piirkond, kust need tähed pärinevad, on ümbritsetud õhukese galaktilise kuuliga: rõngas siseraadiusega 5000 ps, välimine raadius 15 000 ps ja ring umbes 500 ps.
Nende tähtede hulka kuuluvad spektriklassi Pro kuni B2 tähed, hilisemate spektriklasside tähed, Wolf-Ray tüüpi tähed, eriklassi B tähed, Zoryani assotsiatsioonid, muutused ja Taurus tüüpi tähed.
2. Tavaelanikkonna silmad on veidi vanemad, nad on 2-3 aastased. Lõhnad tulid spiraalharudest ja neid leidub sageli Galaktika kesktasandi lähedal.
Nende hulka kuuluvad erineva suurusega alamklasside B3 kuni B8 klaasid ja A-klassi tavalised klaasid. ostud nende klasside tähtedelt, tugevate metallijoontega klasside A–F tähed, vähem helepunased supernatandid.
3. Ketta rahvastiku kaardid. 9. sajandil 1–5 miljardit kivimit, siis. 5-25 kosmosekivi. Need on tähed, mida Päike näeb. Selle populatsioonini jõuavad paljud ebaselged tähed, mis asuvad galaktika vöö kesktasandist 1000 ps raadiuses siseraadiusega 5000 ps ja välimise raadiusega 15 000 ps. Need tähed näitavad klasside G–K peamisi hiiglasi, G–K klasside põhijada tähti, pikaajalisi muutusi, perioodidega üle 250 dib, õigeid muutusi Uued tähed, planetaarsed udukogud, uued tähed, vanad Vene tähed.
4. Intermediate Population Surveys II hõlmab objekte, mis asuvad galaktika kesktasandist mõlemal pool kaugemal kui 1000 pc. Need tähed on mähitud kitsendatud orbiitidele. Nad jõuavad enamiku vanade tähtedeni, mille vanus jääb vahemikku 50–80 kosmilised kivid, suure voolavusega, nõrkade joontega tähed, pikaajalised muutused perioodidega 50–250 aastat. b, W Divi tüüpi tsefeidid, muutuv tüüp RR Lyri, valged kääbused, Kulova scupia .
5. Galaktika krooni populatsioon. On võimalik näha objekte, mis tekkisid galaktika evolutsiooni algfaasis, mis tol ajal oli vähem tasane, vähem tasane. Enne neid objekte on alamkääbused, krooni tupiktänavad, RR-Lyri tüüpi peeglid, nõrkade joontega servadega klaasid, kõrgeima voolavusega peeglid.
6. Tuumiku rahvastikuuuringud hõlmavad kõige väiksemat tüüpi objekte. Nende teistes galaktikates leiduvate tähtede spektritel on tugevad naatriumijooned ja intensiivsed CN (CN) jooned. Need võivad olla M-klassi kääbused, sellistele objektidele võivad jõuda RR Lyri tüüpi tähed, culo tähed. omandas hulgaliselt metalle, planetaarseid udukogusid, M-klassi kääbusi, G- ja M-klassi hiidtähti tugevate tsüaanilaikudega, infrapunaobjekte.
Galaxy struktuuri kõige olulisemad elemendid on tsentraalne kondensatsioon, spiraalharud ja ketas. Galaktika keskse kondensatsiooni tõmbab meie poole tume, läbitungimatu aine. Päeva helgeim pool on nähtav eredas koiduhämaruses Amburi piirkonnas. Infrapunavahetustes on soovitatav olla ettevaatlik üksteisele poole kinkimisest. Neid pooli eraldab paks saematerjali hägu, nagu infrapunavahetuse pimedus. Tsentraalse kondensatsiooni lineaarsed mõõtmed on 3 x 5 kiloparsekit.
Funktsioonide rühma keskel on nähtav Galaktika piirkond, mille tuul on 4–8 kpc. Sellel on kõige rohkem pulsareid ja uute tähtede mõhnadest tulenevaid gaasiülejääke, intensiivne mittetermiline raadioedastus, sagedasemad on noored ja kuumad tähed. Sellel galusal on vee molekulaarpilved. Hajusaines on sellel alal suurenenud kosmiliste muutuste kontsentratsioon.
Galaktika keskpunktist 3-4 kpc kaugusel on raadioastronoomia meetodid paljastanud neutraalse veeharu, mille mass on umbes 100 000 000 üksildust, mis paisub kiirusega umbes 50 km/s. Seevastu keskuse lähedal ca 2 kps kaugusel on 10 korda väiksema massiga hülss, mis liigub tsentrist eemale kiirusega 135 km/s.
Keskalal on hunnik gaasipilvi massiga 10 000–100 000 Päikese massi, mis eemalduvad edasi kiirusega 100–170 km/s.
Keskpiirkonna raadiusega alla 1 kpc hõivab neutraalgaasi rõngas, mis keerleb ümber keskpunkti kiirusega 200 km/s. Selle keskel on suur H II piirkond, mis näeb välja nagu umbes 300 ps läbimõõduga ketas. Keskuse piirkonnas välditakse mittetermilist vibratsiooni, mis näitab kosmiliste vahetuste kontsentratsiooni ja magnetvälja tugevuse suurenemist.
Galaktika keskpiirkondades täheldatud nähtuste kogum viitab võimalusele, et üle 10 000 000 aasta tagasi olid selles Galaktika keskpunktis päikesemassist pärit gaasipilved umbes 10 000 000 massiga. km/s
Galaktika keskpunkti lähedal, Galaktika keskpunkti lähedal, on mitmeid infrapunavibratsiooni ülekande intensiivseid raadiotuumasid. Üks neist, Sagittarius-A, asub Galaktika päris keskel. Seal on rõngakujuline molekulaarpilv raadiusega 200 ps, mis paisub kiirusega 140 km/s. Keskpiirkondades toimub aktiivne peegeldamisprotsess.
Meie galaktika keskmes, mis vastutab kõige eest, on Kuli päikesetõusuga sarnane tuum. Infrapunavastuvõtjad tuvastasid seal elliptilise objekti mõõtmetega 10 ps. Uue aasta keskel võib olla 1 ps läbimõõduga paksem zoryane. See võib olla tundmatu relativistliku olemusega objekt.
24.3 Galaktika spiraalne struktuur.
Galaktika spiraalse struktuuri olemus on seotud spiraali paksustega, mis ilmnevad kogu koidikul. Need poolid on sarnased helipoolidega, kuid läbi ümbrise paistavad need spiraalidena. Keskosa, milles need terad paisuvad, ei moodustu mitte ainult gaasisae vahematerjalist, vaid ka teradest endist. Peeglid eraldavad ka oma gaasi, mis eraldub tänu sellele, et osakeste vahel pole ainet.
Spiraalne tugevus, nagu esialgne hiline nõrkus ja viimane keskosa tugevnemine ja nõrgenemine. Kui see asendatakse gaasiga, mähib kere särav spiraalne tuul kogu Galaxyga samasse raami, kuid palju rohkem ning ühtlase ja sujuva voolavusega nagu tahke keha.
Seetõttu surub jõgi järk-järgult spiraaltihvte seestpoolt ja läbib neid. Kuid peeglid ja gaas läbivad spiraalotsikuid erinevalt. Osakesed, nagu gaas, muutuvad spiraalmähises tugevamaks, selle kontsentratsioon suureneb 10–20%. Ka gravitatsioonipotentsiaal kasvab pidevalt. Kui killud silmade vahelt ei paista, päästavad hetke, muudavad vähehaaval oma teed spiraalvarrukate vahel ja väljuvad sealt praktiliselt selles suunas, kuhu haisud lahkusid.
Gaasi käideldakse erinevalt. Läbi õmbluse, sattudes varrukasse, tekitab see käele hetkelise torkimise, muutub kipitavaks ja varruka siseservadele hakkab kogunema valget värvi. Uued gaasikogused, mis kogunevad, viiakse valge löökkordoni moodustumiseni, mille paksus on erinev. Spiraaltihvtide tulemusena tugevnevad gaasi servad ja tekib termiline ebastabiilsus. Gaas muutub kiiresti läbitungimatuks, jõuab tugevasse faasi, lahustades gaasisulamiskomplekse ja sobib destilleerimiseks. Noored ja kuumad peeglid äratavad gaasi kuma, mille kaudu tekivad udukogu sädemed, ning samas kaunistavad kuumadest peeglitest spiraalset struktuuri, mis kordab täheketta spiraalset paksust.
Meie galaktika spiraalstruktuur tuletati teiste spiraalgalaktikate vaatlusest. Uuringud on näidanud, et naabergalaktikate spiraalharud koosnevad kuumadest hiiglastest, superhiiglastest, saagidest ja gaasidest. Kui võtate need objektid üles, näete spiraalseid tihvte. Kanna punaseid ja heledaid sädemeid ühtlaselt kaela ülaosale ja nende vahele.
Meie galaktika spiraalse struktuuri selgitamiseks on vaja pöörata tähelepanu kuumadele hiiglastele, jookidele ja gaasile. Seda on raske teha, sest Päike asub Galaktika tasapinnal ja erinevad spiraaliharud on kujundatud üks ühele. Praegused meetodid muudavad kaugemate hiiglaste kauguste täpse tuvastamise võimatuks, mis muudab ekspansiivse pildi koostise keeruliseks. Veelgi enam, galaktika tasapinna lähedal asuvad suured massid, millel on heterogeenne struktuur ja erinev paksus, mis raskendab veelgi kaugemate objektide teket.
On suur lootus, et lisavett antakse 21 cm sügavuselt.Selle meetodi abil saab mõõta neutraalse vee tugevust Galaktika erinevates kohtades. Selle töö avastasid Hollandi astronoomid Holst, Müller, Oort jt. Tulemuseks oli pilt lõhenenud veest, mis näitas galaktika spiraalse struktuuri kontuure. Vett leidub suurtes kogustes koos noorte kuumade tähtedega, mis näitavad spiraalsete spiraalide struktuuri. Viprominuvaniya neutraalne vesi on dovgohvilovym, on raadio levialas ja uue mizhzorian saagi jaoks prosrata. 21-sentimeetrine skaala on raskusteta saavutatav Galaktika kõige kaugematest piirkondadest.
Galaktika muutub pidevalt. Need muutused toimuvad järk-järgult ja samm-sammult. Nende järeltulijatel on oluline mõista, et inimeste eluiga on tähtede ja galaktikate eluigast veelgi lühem. Kosmilise evolutsiooni juurde jõudes on vaja valida väga pikk aeg. Selline üksus on siis kosmiline jõgi. Tund aega kestnud Päikese täielik pööre jõudis Galaktika keskmesse. See võrdub 250 miljoni Maa kivimiga. Galaktika tähed liiguvad pidevalt ja ühes kosmilises jões, mis loksub väikese kiirusega 1 km/s, ükshaaval eemalduvad kaks tähte 250 ps. Aja möödudes võivad mõned täherühmad laguneda, teised aga uuesti moodustuvad. Galaktika välisilme muutub suuresti. Koos kosmilise jõe mehaaniliste muutustega muutub ka Galaktika füüsiline seisund. Klasside Pro ja B prillid saavad eredalt särama juba tunniga, mis on kosmoseroki iidne osa. Kõige ilusamate hiiglaste vanus, millega tuleb ettevaatlik olla, on ligi 10 miljonit aastat. Kuid hoolimata sellest võib spiraaltihvtide konfiguratsioon jääda stabiilseks. Mõned peeglid kurnavad neid piirkondi, teised saabuvad asemele, mõned surevad, teised neelduvad suurest spiraalpoolide gaasisae komplekside massist. Kuna olukorra jaotus ja objektide varemed mõnes galaktikas ei allu suuri muutustele, on see koitsev süsteem dünaamilises tasakaalus. Laulurühma jaoks võib tähe dünaamilist taset päästa 100 kosmosekivi. Kuid murettekitavamal perioodil sarnaneb see tuhandete kosmostega. Dünaamilise tasakaalu saatuslik seisund hävib tähtede lähedaste läbikäikude langemise tõttu. See asendatakse dünaamilise kvaasistabiilse statistilise võrdsuse olekuga, stabiilsem, millega silmad on usaldusväärselt segunenud.
25. Postgalaktika astronoomia.
25.1 Galaktikate klassifikatsioon ja nende ruumiline jagunemine.
Prantsuse komeedikütid Monsieur ja Macheme koostasid 1784. aastal kataloogi udukujulistest objektidest, mida taevas katkematu silmaga või teleskoobiga vaadeldakse, et edasised robotid neid saabuvate komeetidega segi ei ajaks. Monsieuri kataloogis olevad esemed tundusid olevat väga mitmekesised. Mõned neist on koidikud ja udukogud, mis kuuluvad meie galaktikasse, teine osa on objektid, mis on kaugemal ja millel on samad koidusüsteemid nagu meie galaktikas. Galaktikate põhiolemuse mõistmine ei tulnud kohe. Alles 1917. aastal arvutasid Rich ja Curtis galaktikas NGC 224 uut tähte vaadeldes, et see liikus siis tuulega 460 000 ps. 15 korda suurem kui meie Galaxy läbimõõt, mis on samuti kaugel. Ülejäänud võim sai selgemaks aastatel 1924-1926, kui E. Hubble tegi 2,5-meetrise teleskoobi abil fotod Andromeeda udukogust, kus peegli servadel laiusid spiraalsed nõelad.
Tänapäeval on juba palju galaktikaid, mis asuvad meist sadade tuhandete kuni miljardite valguse kaugusel. Rokiv.
Arvukalt galaktikaid on kirjeldatud ja kataloogitud. Parim pakkumine on "Dreyeri uus Galilea kataloog" (NGC). Nahagalaktikas on võimas arv. Näiteks Andromeeda udukogu on tähistatud NGC 224-ga.
Galaktikate seire näitas, et hais on vormilt ja struktuurilt veelgi mitmekesisem. Galaktikad näivad olevat elliptilised, spiraalsed, läätsekujulised ja ebakorrapärased.
Elliptilised galaktikad(E) joonistage fotodele ellipside kuju ilma teravate servadeta. Heledus suureneb järk-järgult perifeeriast keskele. Sisemine struktuur sõltub päevast. Need galaktikad koosnevad punastest, kollastest hiiglastest, punastest ja kollastest kääbustest, paljudest suurtest madala heledusega tähtedest jne. peamiselt teist tüüpi elanikkonnas. Puuduvad valge-sinised pealisehitused, mis loovad spiraalharude struktuuri. Eliptiliste galaktikate helid kukuvad kokku suurema ja väiksema rõhuga.
Kompressiooni indikaator on suurus
on kergesti äratuntav, kuna fotol on näha suur a ja väike b. Tähe järele kirjutatakse piirangu märk, mis tähendab galaktika kuju, näiteks E3. Oli selge, et tugevalt kokkusurutud galaktikaid pole olemas, seega on kõrgeim näitaja 7. Sfäärilisel galaktikas on näitaja 0.
On ilmne, et elliptilistel galaktikatel on elliptilise ümbrise geomeetriline kuju. E. Hubble väitis, et ei ole olemas vormide mitmekesisust, mille eest tuleb hoiduda, vaid kosmoses olevate galaktikate erinevad orientatsioonid. See uuring leidis matemaatilise kinnituse ja tehti järeldus, et galaktikate laos on kõige sagedamini galaktikad, mille tihendusaste on 4, 5, 6, 7 ja sfäärilisi galaktikaid pole. Ja parvede asukoht on väiksem kui galaktikad, mille näitajad on 1 ja 0. Seeria elliptilised galaktikad on hiidgalaktikad ja parvede asukoht on kääbusgalaktikad.
Spiraalsed galaktikad(S). Haisu väldib spiraalsete mähiste struktuur, mis moodustavad keskse südamiku. Gilkid on kõige vähem eredatele lehetäidele nähtavad nende kaudu, mis sisaldavad kõige kuumemaid tähti, noori seemikuid, hõõguvaid gaasiudusid.
Hubble on just jaganud spiraalgalaktikad alamklassideks. Maailm toimib galaktikate arengu ja galaktika tuuma suuruse arengulavana.
Sa galaktikates on käed tihedalt keerdunud ja ühtlaselt siledad, veidi ebaühtlased. Tuumad on alati suured ja nende suurus on peaaegu pool kogu galaktika suurusest. Selle klassi galaktikad on kõige sarnasemad elliptiliste galaktikate omadega. Hoiduge kahest harjast, mis väljuvad tuuma proksimaalsetest osadest, kuid harva on neid rohkem.
Sb-galaktikates on spiraalharud selgelt lahti harutatud, kuid need paistavad silma. Südamikud on väiksemad, esiklassis madalamad. Seda tüüpi galaktikatel on sageli palju spiraalharusid.
Tugevalt keerdunud käsivarrega galaktikad, mis on jagatud väikeharudeks ja mille väike tuum on nendega joondatud, klassifitseeritakse Sc-tüüpi.
Vaatamata välisilme mitmekesisusele, spiraalgalaktikad paistavad nagu Budova. Nad näevad kolme ladu: peegelketast, mille paksus on 5-10 korda väiksem galaktika läbimõõdust, sfäärilist ladu ja lamedat ladu, mille paksus on 5-10 korda väiksem kui alumine ketas. Kuni lameda laohooneni on näha gaasi, saed, noored silmad, spiraalnõelad.
Spiraalgalaktikate tihendussuhe on alati suurem kui 7. Samal ajal on elliptilised galaktikad alati alla 7. See tähendab, et nõrgalt kokkusurutud galaktikates ei saa spiraalstruktuur laieneda. Ilmumiseks on vaja, et süsteem oleks tihedalt kokku surutud.
On tõestatud, et evolutsiooni käigus tugevalt kokkusurutud galaktika ei saa niisama nõrgalt kokkusurutud saada. See tähendab, et elliptilistel galaktikatel on võimatu muutuda spiraalideks ja spiraalidel elliptiliseks. Razne surve kujuneb süsteemide mähise erineva keerukusega. Need galaktikad, mis vormimise käigus olid kaotanud oma mähise piisava tugevuse, võtsid väga pehme kuju ja nende spiraalsed harud laienesid.
Ühinevad spiraalgalaktikad, mille tuum paikneb otsese hüppaja keskel ja spiraalharud algavad alles hüppaja lõpust. Sellised galaktikad on tähistatud SBa, SBb, SBc. Jumperi olemasolu kinnitamiseks lisatud kiri.
Objektiivitaolised galaktikad(S0). Kõned on sarnased elliptiliste kõnedega, kuid meenutavad peegelketast. Struktuur sarnaneb spiraalgalaktikatega, kuid erineb neist lamedate voltide ja spiraalharude olemasolu poolest. Sarnaselt servaga spiraalgalaktikatele näivad läätsekujulised galaktikad sisaldavat suures koguses tumeainet. Schwarzschild pakkus välja teooria selle kohta, kuidas saab spiraalgalaktikatest luua läätsekujulisi galaktikaid gaasiliikuva aine hajumise protsessi kaudu.
Valed galaktikad(Ir). Kujuneb asümmeetriline vaade. Neil puuduvad spiraalsed tihvtid ning kuumad kohad ja gaasisae aine on koondunud rühma ümber või hajutatud kogu kettale. Є sfääriline madala heledusega ladu. Need galaktikad paistavad kõrgel tähegaasi ja noorte tähtede keskel.
Galaktika ebakorrapärane kuju võib tuleneda asjaolust, et see ei suutnud oma aine väikese tiheduse või nooruse tõttu õiget kuju võtta. Galaktika võib muutuda ebakorrapäraseks ja vormide loomise kaudu lõpuks suhelda teise galaktikaga.
Ebaregulaarsed galaktikad jagunevad kahte tüüpi.
Alamtüüpi Ir I iseloomustab kõrge pinna heledus ja voltitav ebakorrapärane struktuur. Paljudes seda tüüpi galaktikates võib ära tunda struktureeritud spiraalstruktuuri. Sellised galaktikad liiguvad sageli paarikaupa.
Alatüüpi Ir II iseloomustab madal pinna heledus. See jõud on selliste galaktikate avastamiseks oluline ja neid tuntakse vaevu. Madal pinna heledus näitab madalat heledust. See tähendab, et need galaktikad muutuvad pidevalt ebakorrapärase kujuga õigeks.
1995. aastal viidi im kosmoseteleskoobi abil läbi uurimine. Hubble ebakorrapäraste tuhmmustade galaktikate otsimiseks. Selgus, et need objektid, mis tekkisid enne meid 3–8 miljardi heleda kivimi kaugusel, on kõige ulatuslikumad. Enamik neist on väga intensiivse tumeda värvusega, nii-öelda nende kohta, mille heledaks muutmise protsess on intensiivselt käimas. Lähistel vahemaadel, mis näitavad praegust universumit, galaktikad ei koondu.
Galaktikad on rikkalikult mitmekesised, erineva välimusega ja selle mitmekesisusega kaasnevad vormid, struktuurid, heledus, koostis, paksus, mass, spekter ja leviku tunnused.
Näete selliseid galaktikate morfoloogilisi tüüpe, lähenedes neile erinevatest vaatenurkadest.
Amorfsed struktuurita süsteemid- sisaldab galaktikaid E ja enamikku S0. Neil on hajutatud ainet vähe või üldse mitte ja kuumad hiiglased.
Aro galaktika- Tänan teid rohkem teiste eest. Spektris on palju eredaid jooni ja heledaid jooni. Võib-olla on hais gaasi jaoks liiga tugev.
Seyferti galaktikad- välimuselt erinev, kuid iseloomulik tugevate emissioonijoonte veelgi suuremale laiusele oma spektrites.
Quasari- kvaasi-zoraani raadiod, QSS, mis ei paista olevat tähtedelt nähtavad, vaid pigem on need tugevad raadiolained, nagu kõige paksemad raadiogalaktikad. Haisu iseloomustavad must värv ja eredad jooned spektris, mis on suure punase nihkega. Heleduse poolest on galaktikate ümberminek üle jõu käiv.
Kwazagid- Kvasisori galaktikad QSG – tugeva raadioedastuse tõttu näivad olevat sarnased kvasaridega.
Peegel Barnard the Ophiuchuse nägemuses kannab kõige võimsamat roki. 100 kivi puhul liigub see 17,26" ja 188 kivi puhul nihkub see kuuketta läbimõõdu võrra. Täht asub 1,81 tk kaugusel. 100 kivi puhul tähtede nihkumine
Peeglid vajuvad erinevate vedelikega kokku ja eemaldatakse kaitsest erinevatel platvormidel. Selle tulemusena tähtede vastastikune paisumine ajas muutub. Elu kontuuride muutusi läbi ühe inimelu on praktiliselt võimatu paljastada. Kui tekkida tuhandeid aastaid, muutub hais täiesti märgatavaks.
Peegli laius on voolavus, millega täht Päikese laotuses kokku variseb. Doppleri efekti olemus: džareli spektris olevad jooned, mis on spektri lõpu lähedal, nihutatakse spektri violetse otsa poole ja dzhereli spektri jooned, mis on kaugemal - spektri punane ots (spektri lõpus) joonte jaotus hävimatu dzhereli spektris). Vlasnõi rukhu ziroki komponendid μ – vlasnõi rukh zirki π – jõe parallaks zirki λ – dovzhina hvili zirka spektris λ 0 – hävimatu dzhereli dovzhina hvili Δλ – zsuv spektrijoon on koos valgusega –3vidki·10 5 km/s)
