Реферати українською » » Наша галактика


Реферат Наша галактика

Страница 1 из 4 | Следующая страница

1. ЗАПРОВАДЖЕННЯ

2. ВІДКРИТТЯ ГАЛАКТИКИ

3. СПІВДРУЖНОСТІ ЗІРОК

4. ЗОРЯНІ СКОПЛЕНИЯ

5. МІЖ ЗВЕЗДАМИ

6. АСОЦІАЦІЇ І ПОДСИСТЕМЫ

7. МІСЦЕВИЙ СИСТЕМА

8. ВИСНОВКИ

 

                                      ЗАПРОВАДЖЕННЯ

 

Астрономія — це наука про Усі ленній, вивчає рух, будова, походження та розвитку небесних тіл та його систем. Як і у світі, астроно мия має тривалу історію, майже велику, ніж будь-яка інша наука.

Під час знайомства з окру жающей нас Всесвіту виникали нові області пізнання. Народжувалися окремі напрями исследова ний, поступово які складалися в самостійні наукові дисципли ны. Усі вони, зрозуміло, объединя лисій загальними інтересами астроно мии, але порівняно вузька спе циализация всередині астрономії дедалі більше давала себе знати.

У сучасному астрономії чітко виділилися такі розділи:

I. Астрометрия — найдавніший розділ астрономії, вивчав по ложение на небі небесних тіл у визначені моменти часу. І де та коли — такий сутнісно основ іншої питання, який відповідає астрометрія. Вочевидь, для відповіді треба знати ту систему координат, щодо якої визначають становище тіла, й уміти вимірювати часові відтинки з допомогою рівномірного руху.

Порожденная потребами практики, астрометрія досі залишається найбільш «практичної», прикладної галуззю астрономії. Измере ния часу й місцеположення потрібні переважають у всіх справах людських, і тому важко вказати обстоя тельства, де астрометрія безпосередньо чи опосередковано не знаходила б собі застосування.

II. Небесна механіка виникла лише XVII в. коли всі можливим вивчати сили, управ ляющие рухом небесних тіл. Головною з цих сил, як відомо, є гравітаційна сила, т. е. сила тяжіння, чи, інакше кажучи, сила взаємного тяжіння небес ных тіл. Хоча природа гравітації досі незрозуміла, теорія руху небесних тіл під дейст вием тяжіння розроблена дуже грунтовно, як, втім, і теорія постатей рівноваги небесних тіл, визначених гравітацією і обертанням. Обидві ці теорії, і вони становлять головне, що робить небесна механіка.

III. Майже з не бесной механікою розвивався і астрофізика — галузь астроно мии, що вивчає фізичну природу небесних тіл. А стало це можливо завдяки винаходу телескопа, який далеке зробив близьким і навіть дозволив розглянути дивовижні подробиці на небо та небесних тілах. Особливо бурхливий розвиток астрофізика пережила з відкриттям спектрального аналізу, у в XIX ст. Стрімке зростання астрофізичних знань, небачено швидке розширення коштів иссле дования фізики космосу продол жается і до нашого час.

IV. Зоряна астрономія вивчає будову та розвиток зоряних сис тим. Цей поділ виник за межею XVIII і ХІХ ст. з класичних робіт Вільяма і Джона Гершелей. Подальші кроки розуміння зоряних систем показали, що зоряна астрономія немислима без астро фізики. Приблизно так, як і сучасної астрономії астромет рия все тісніше зближується з небесної механікою, астрофізичні методи дослідження мають дедалі біль шиї значення у дослідженні зірок ных систем.

V. Конкретні дані, добывае мые переліченими вище отрасля ми астрономії, узагальнюються космо гонией, що вивчає происхож дение та розвитку небесних тіл. Оскільки еволюція небесних тіл відбувається, зазвичай, за терміни, незрівнянно більші, ніж час су ществования людини, рішення космогонічних проблем — справа важка. Щоправда, певною мірою воно полегшується деякими быстропротекающими космічними процесами типу вибухів, що у останнім часом відкривають дедалі більше. Проте розгадати їх еволюційний сенс які завжди просто.

VI. Космология займається наи більш загальними питаннями будівлі та еволюції всього, світу загалом. Космологи намагаються розглядати Всесвіт загалом, не забуваючи, звісно, у тому, що завжди доступне тільки обмежена частина нескінченного і невичерпного як не глянь Миру. Тому космологічні «моделі» всієї Усі ленній, т. е. теоретичні схеми «Миру загалом», неминуче стра дають спрощенством і у більшої або меншою мірою отра жают реальність. Космология завжди була й залишається сферою идеоло гической боротьби ідеалістичного і матеріалістичного світоглядів.

Ця робота присвячена однією з основних частин зоряної астрономії – нашої Галактиці.

Планета Земля належить Сонячну систему, що складається з єдиною зірки – Сонця і дев'яти планет зі своїми супутниками, тисяч астероїдів, комет, незліченних частинок пилу, і всі звертається навколо Сонця. Поперечник Сонячної системи становить приблизно 13 109 км.

Сонце і Сонячна система перебувають у одному з велетенських спіральних рукавів Галактики, званої Млечным Шляхом. Наша Галактика містить понад 100 млрд. зірок, міжзоряний на газ і пил, і всі звертається навколо її центру. Поперечник Галактики становить приблизно 100 м 000 світлових років (мільярд мільярдів кілометрів).

Далі розглянуть історія вивчення й будову нашої Галактики.

ВІДКРИТТЯ ГАЛАКТИКИ

3вездная астрономія, тобто. розділ астрономії, вивчав будова зоряних систем, виникла порівняно недавно, усього дві століття тому. Раніше вона могла виникнути, оскільки оптичні кошти дослідження Всесвіту були ще вкрай недосконалі. Щоправда, висловлювалися різні умоглядні ідеї про будову зоряного світу, часом геніальні. Так, давньогрецький філософ Де мокрит (460—370 р. е.) вважав Чумацький Шлях скопищем слабосветящихся зірок. Німецький учений XVIII в. Йоганн Ламберт (1728—1777) думав, що зоряний світ має поетапне, иерархиче ское будова: менші системи зірок утворюють великі, ті, у своє чергу, ще великі й т. буд., на кшталт відомої іграшкової «матрьошки». І це «драбина сис тим», по Ламберту, немає кінця, т. е. така «структурна» Усі ленна нескінченна. Але, на жаль, всі такі ідеї не підкріплювалися факту ми, і зоряна астрономія як наука зародилася лише працях Вільяма Гершеля (1738—1822), ве ликого спостерігача і дослідника зоряної Всесвіту.

За довге життя він відшліфувала для телескопів близько 430 телескопічних дзеркал, у тому числі величезне дзеркало діаметром 122 див і фокусним відстанню 12 м. Гершелю стала доступною безліч дуже слабких зірок, що відразу розширило горизонти пізнання. Вдалося вийшла у глибини зоряного світу.

Ще 683 р. н.е. китайський астроном І. Синь поміряв коорди наты 28 зірок і зазначив зміни проти більш древніми визначеннями. Це змусило його висловити припущення про власну русі зірок у просторі. У 1718 р. Едмунд Галлей виходячи з спостережень Сиріуса, Альдебарана і Арктура підтвердив цю гіпотезу. Наприкінці ХVIII в. відомими власні руху го 13 зірок. Але й із таких вкрай бідним даним Гершелю вдалося знайти рух на шего Сонця просторі.

Ідея методу Гершеля проста. Йдучи по рясному лісі, здається, дерева попереду рас ступаются, а ззаду, навпаки, схо дятся. Ось і на небі — у його частини, куди летить Сонце разом із Сонячної системою (сузір'я Геркулеса), зірки здаватимуться «разбегающимися» убік від апекса — точки неба, куди направ льон вектор швидкості Сонця. На оборот, на протилежному точці неба (антиапексе) зірки мають здаватися сходящимися. Ці ефекти і було виявлено Гершелем, а й через жалюгідній кількості даних швидкість руху Сонця він визначив неточно.

Гершель відкрив безлічі двой ных, потрійних і взагалі кратних зірок події і виявив у яких рух компонентів. Це доводило, що кратні зірки - фізичні систе ми, підлягають закону тяготе ния. Але головне заслуга Вільяма Гершеля у його исследо вании загального будівлі зоряного світу.                                            

Завдання важкою. На той час (кінець ХУШ в.) ні до із зірок був відомо відстань. Довелося тому запровадити ряд уп рощающих припущень. Так, Гер шель припустив, що це зірки розподілені у просторі рав номерно. Саме там, де спостерігаються згущення зірок, у напрямку зоряна система має велику протяжність. Довелося також припустити, що це зірки випромінюють однакову кількість світла, які видима зоряна величина залежить від відстані. І, нарешті, світовий простір Гер шель вважав абсолютно прозорим. Всі ці три припущення були, як ми тепер знаємо, помилковими, нічого кращого у період Гершеля придумати було невозмож але. На зоряне небо Гершель выде лив 1083 майданчики і кожної їх підраховував число зірок даної зоряної величини. Припустивши потім, що яскраві зірки найбільш близькі до Землі, Гершель прийняв їх відстань від Землі за одиницю й у цих отно сительных масштабах побудував схему нашої зоряної системи. У цьому Гершель думав, що його тілі скопи дозволяють бачити самі далекі зірки Галактики.

Схема будівлі Галактики по Гершелю була, звісно, далекою від дійсності. По лучалось, що поперечник Галактики дорівнює 5800 св. років, та її товщина 11ОО св. років, причому Сонячна система перебуває неподалік галактичного центру. Хоча у цієї роботи справжніх розмірів нашої зоряної системи зменшено по крайнього заходу в 15 разів, і становище Сонця оцінений не так, годі було применшувати значення відкриття Гершеля. Саме він вперше дослідним шляхом довів структурність зоряної Всесвіту, спростувавши популярні на той час погляди про рівномірному розподілі зірок в нескінченному просторі.

Наступний, дуже важливий внесок у вивчення Галактики внесли російські вчені. Вихованець Дерптського (Тартуського) університету Василь Якович Струве був охарактеризований першим астрономом, що у 1837 р. поміряв відстань до зірок. За його вимірам рас стояння до Веги одно 26 св. років, що дуже близько до сучасних результатам. Незалежно від Струве в 1838г. Ф. Бессель (1784— 1846) поміряв відстань до зірки 61 Лебєдя (11,1 св. років), та був Т Гендерсону (1798—1844) в 1839г. вдалося знайти найближчу до нас зірку Альфу Центавра (4,3 св. року). Пізніше відстані до цілого ряду зірок було виміряно Пулковської обсерваторії X. Петерсом (1806—1880).

Як тоді писали, «лот, закину тый завглибшки світобудови, дістав дно». Щойно стали відомі масштаби зоряних відстаней. Потрібно було продовжити роботи Гершеля на бо лее рівні знань. Цим і нарешті зайнявся В.Я. Струве.

Теоретично підрахувавши, скільки зірок мали бути зацікавленими видимі у тілі скопи Гершеля і він бачив насправді, У. Я Струве дійшов фундаментального відкриттю. Межзвездное простір наполне але речовиною, що поглинає світло зірок. Без урахування цієї міжзоряного поглинання з'ясувати будова Галактики неможливо. До речі надати, оцінка величини поглинання світла, подсчитанная Струве, близька до сучасних оцінкам.           

На відміну від Гершеля, Струве не вважав світність зірок одинако виття. Але зірок з заздалегідь відомим перед тим відстанню було дуже мало ло, і тому врахувати світність зірок Струве міг лише прибли женно.

У 1847 р побачив світ обоб щающий працю В.Я. Струве «Этюды зоряної астрономії». У ньому автор дійшов висновку, що згущення зірок у площині Чумацького Шляху — реальне явище, і, отже, Галактика повинен мати форму плоского диска. За дослідженнями Струве, Сонце розміщено над центрі Галактики, але в значитель ном відстані від цього. Розміри Галактики (з урахуванням поглинання світла) вийшли великими, ніж думав Гершель. Кордони нашої зоряної система виявилися доступними для зондування, і тому оцінити параметри Галак тики загалом У. Я Струве не зміг.

У уже минулого століття недо торые астрономи припускали, що у центрі Галактики перебуває велетенське «центральне Сонце», за ставляющее своїм тяжінням всі зірки рухатися навколо себе. Про фессор Казанського університету М.А. Ковальський (1821—1884) до показував, що існування «централь ного Сонця" зовсім необов'язково і зірки Галактики можуть рухатися навколо динамічного центру, тобто. геометричній точки, що є центром тяжкості всієї зоряної системи. Формули Ковальського по зволили за власними рухам зірок знайти напрям на центр Галактики.                   

У 1927 р. голландський астроном Ян Оорт остаточно довів, що це зірки Галактики обра щаются навколо її центру. У цьому Галактика загалом не обертається як тверде тіло. У внутрішніх областях Галактики (приблизно до Сонця) кутові швидкості зірок майже однакові. Однак далі до краях Галактики вони поступово убувають, але трохи повільніше, ніж належить щодо третього закону Кеплера. Орбитальная швидкість Сонця становить 250 км/с, причому Сонце завершує повний оборот навколо центру Галактики приблизно за 200 млн. років.

Тільки 1934 р. були впевнено визначено такі параметри нашої зоряної системи: відстань від поверхні Сонця до центру – 32 000 св. років; діаметр Галактики 100 000 св. років; толщена галактичного «диска» 10 000 св. років; маса 165 млрд. сонячних мас.

Загальна схема будівлі Галактики сучасним даним представле на малюнку.

У Галактиці розрізняють головні частини — диск, гало і корону. Центральне згущення диска назы вается балджем. У диску зосереджені зірки, які породжують яв ление Чумацького Шляху. Але тут присутні численні обла ка пилу й газу. Діаметр диска близький до 100 000 св. років, наи більший і найменший поперечники балджа відповідно близькі на 20-те 000 і 30 000 св. років.

Гало формою нагадує злегка сплюснений еліпсоїд з найбільшим діаметром, трохи переважаючим поперечник диска. Цю частина нашої зоряної системи населяють переважно давні листи й слабосветящиеся зірки, а на газ і пил там практи чески відсутні. Маса гало і диска приблизно однакова. Обидві ці частини Галактики занурені на величезну сферичну корону, діаметр якої у 5—10 разів більше діаметра диска. Можливо, що корона містить головну масу Галактики у вигляді невидимого поки речовини («прихованої маси»). По певний оцінкам ця «прихована маса» приблизно разів у 10 більше маси всіх звичайних зірок Галак тики, зосереджених в диску і гало.

Така загальну картину. Важливі і деталі. Усередині Галактики су ществуют різні за масштабам зоряні системи — від подвійних

Страница 1 из 4 | Следующая страница

Схожі реферати:

  • Реферат на тему: Неопознанные літаючі об'єкти
    ПО АСТРОНОМИИ НА ТЕМУ: НЕОПОЗНАННЫЕ ЛЕТАЮЩИЕ ОБЪЕКТЫ План: Коротко про НЛО. Версії вчених. Гіпотези
  • Реферат на тему: Нові й наднові зірки
    При спалахи нових зірок виділяється енергія до 10 538 0 Дж. Ті зірки, які невдало називають новими
  • Реферат на тему: Перспективи телескопії
    Як відомо, призначення оптичного телескопа - збільшувати кут, під яким видно небесне тіло, і
  • Реферат на тему: Планета Венера
    Венера Венеру - досить часто називають сестрою землі через її подібність за розміром та близкості
  • Реферат на тему: Планета Венера
    108,20 мільйонів км Экваториальный діаметр 12104 км Період вращения(звёздные добу) 243,01 земних

Навігація