Rambler's Top100Astronet    
  по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод   по каталогу
 

На первую страницу Методика преподавания астрономии
<< Предыдущая

Содержание

Следующая >>

Методика проведения 2 урока
"Галактики"

Цель: формирование понятийного аппарата, необходимого для усвоения информации о галактиках как одном из основных типов космических систем.

Задачи обучения:

Общеобразовательные - формирование астрономических понятий:

1) о галактиках как одной из основных типов космических систем:
- классификации галактик по морфологическим признакам;
- основных классах галактик (эллиптических, линзовидных, спиральных, неправильных, взаимодействующих, карликовых и т.д.), их структуре, составе и физических характеристиках;
2) о космическом процессе формирования галактик из газовых протогалактических облаков и механизме образования основных классов галактик;
3) о космическом явлении активности ядер галактик, квазарах и квазагах;
4) о межгалактической среде;
5) о межгалактических расстояниях;
6) о системах галактик: группах, скоплениях и Сверхскоплениях галактик.

Воспитательные:

1) Формирование научного мировоззрения учащихся:
- в ходе знакомства с историей изучения, природой и происхождением галактик разных классов и галактических систем, их основными физическими характеристиками, строением и составом;
- на основе раскрытия философских положений о материальном единстве и познаваемости мира при изложении астрономического материала о природе галактик.
2) Патриотическое воспитание при сообщении сведений о роли советских ученых в изучении природы галактик.
3) Политехническое образование и трудовое воспитание при повторении и углублении знаний о методах и инструментах, применяемых для изучения галактик (спектральный анализ, радиоастрономия т.д.).

Развивающие - формирование умений:

- анализировать и систематизировать информацию, строить классификационные таблицы и схемы, объяснять свойства космических систем на основе важнейших физических теорий, использовать обобщенные планы изучения космических объектов, процессов и явлений, делать выводы;
- решать задачи на расчет межгалактических расстояний и характеристик галактик.

Ученики должны знать:

- основные признаки понятия "галактика" как отдельного типа космических систем
- классификацию галактик на основе их морфологических признаков;
- об основных классах галактик (эллиптических, линзовидных, спиральных, неправильных), системах галактик (группах, скоплениях и Сверхскоплениях галактик);
- о космическом процессе формирования галактик из газовых протогалактических облаков;
- о космическом явлении активности ядер галактик, квазарах и квазагах;
- о межгалактических расстояниях.

Ученики должны уметь: анализировать и систематизировать учебный материал, строить классификационные таблицы и схемы, объяснять свойства космических систем на основе важнейших физических теорий, использовать обобщенные планы изучения космических объектов, процессов и явлений, и решать задачи на расчет межгалактических расстояний и характеристик галактик.

Наглядные пособия и демонстрации:

- фотографии, рисунки галактик различных классов, квазаров, групп, скоплений и Сверхскоплений галактик и схема образования галактик различных классов;
- диапозитивы из серий слайд-фильма "Иллюстрированная астрономия: "Звезды и галактики"; "Галактики, эволюция Вселенной";
- диафильмы
и фрагменты диафильмов: "Развитие представлений о Вселенной"; "Галактики"; "Строение Вселенной"; "Что изучает космология";
- фрагменты кинофильма "Вселенная";
- таблицы: "Галактики"; "Различные типы галактик".
- наглядные пособия и ТСО: карта звездного неба.

План урока

Этапы урока

Содержание

Методы изложения

Время, мин

1

Повторение и актуализация астрономических знаний

Фронтальный опрос, беседа

7-10

2

Изложение нового материала:
1.Основные классы галактик. Активные галактики и квазары.
2. Образование галактик.
3. Галактические системы

Лекция, беседа, рассказ учителя

22-27

3

Закрепление изученного материала. Решение задач

Работа у доски, самостоятельное решение задач в тетради

10-12

4

Подведение итогов урока. Домашнее задание

3

Задание на дом:

1. По материалу учебников:

- Б.А. Воронцов-Вельяминова: изучить § 29; вопросы к параграфу; упр. 26 (1, 2).
- Е.П. Левитана: изучить §§ 29, 31 (2); вопросы к параграфам.
- А.В. Засова, Э.В. Кононовича: изучить §§ 32-33; вопросы; упр. 32.7 (1,4); 33.5 (1).

2. Выполнить задания из сборника задач Воронцова-Вельяминова Б.А. [28]: 401; 406; 414.

Методика проведения урока:

Урок начинается с повторения сведений о нашей Галактике. Фронтальный опрос основывается на использовании вопросов, задававшихся ученикам на прошлом уроке. Поскольку речь идет о пройденном материале, к полноте и точности ответов учащихся предъявляются строгие требования.

Часть учеников выполняет в это время программируемые задания:

1. Сборник задач Г.П. Субботина [287], задания NN 316; 321.
2. Сборник задач Е.П. Разбитной [244], задания NN 27-1; 27-2.

Затем в форме лекции, сопровождаемой соответствующими демонстрациями, излагаются сведения о галактиках и галактических системах.

Ученики должны понимать, что наша Галактика – лишь один из огромного числа разнообразных "звездных островов" – галактик, уяснить колоссальные масштабы межгалактических расстояний и размеры Метагалактики. Желательно использовать исторический материал и обратить внимание школьников на роль советских ученых в исследовании галактик. Рассказать, что до начала ХХ века галактики не выделялись в отдельный тип космических систем и считались разновидностью туманностей ("спиральными туманностями"). Наука приступила к изучению галактик только в 20-х годах ХХ века, а крупномасштабное распределение скоплений и Сверхскоплений галактик в нашей части Вселенной было исследовано лишь в 80-х годах. Внегалактическая астрономия оперирует качественно иными, несравнимыми с привычными нам земными пространственно-временными масштабами сотен миллионов и миллиардов парсек и миллиардов лет.

При изложении материала нужно чаще прибегать к сравнению характеристик и свойств галактик с соответствующими параметрами нашей Галактики. Ученики должны понимать огромное значение спектрального анализа и радиоастрономических методов исследования галактик.

Следует обратить внимание учеников на сходства и различия между звездными и галактическими системами, обусловленные разным уровнем сложности их организации:

- подобно звездным системам, галактические системы являются гравитационно-связанными космическими системами, обладающими общностью происхождения и перемещающимися в пространстве как единое целое;

- если менее 10% звезд в пределах галактик объединяются в космические системы (кратные звезды, звездные ассоциации и скопления), то практически все галактики являются членами групп и скоплений галактик - элементами галактических систем разного уровня сложности организации; одиночные галактики встречаются исключительно редко;

- если расстояния между отдельными звездами в пределах галактик превышают их размеры в 107– 108 раз, то расстояния между галактиками в галактических системах превышают их размеры лишь в 10 – 102 раз. Это является одним из следствий однородности Вселенной, как одного из ее важнейших свойств.

Галактики

Галактики - гигантские пространственно-обособленные, гравитационно-связанные системы космических тел, основными структурными элементами которых являются от 106 до 1013 звезд, сосредотачивающих в себе до 95% видимого галактического вещества, различные виды туманностей, планетные тела и другие космические объекты. Масса галактик от 1036 до 1043 кг, размеры от 103 до 105 пк, возраст свыше 1,3× 1010 лет.

Рис. 73. Схема классификации галактик по Э. Хабблу

Самая массивная из известных галактик - Малин I (в созвездии Девы) - 2× 1044 кг, в 100 раз массивнее нашей Галактики; самая яркая А 10214+4724 в 300000 раз ярче Галактики; самая слабая - карликовая в созвездии Секстанта имеет светимость L = 100000 L¤ ; самая большая - 3С 236 в созвездие Девы, Абелл 2029 обладает размерами в 8 миллионов св. лет.

Галактики традиционно классифицируются по внешнему виду (структуре) и морфологическим признакам:

Эллиптические галактики (Е) наиболее просты по структуре и составу и составляют от 17 до 25% от общего числа галактик. Они имеют массу от 105 до 1013 М¤ , обладают сфероидальной формой, яркость их плавно уменьшается от центра к периферии, и не содержат звезд высокой светимости. В зависимости от степени сжатия эллиптические галактики подразделяются на 8 видов: от сферических Е0 до чечевицеобразных Е7.

Линзовидные галактики (S0) похожи на сильно вытянутые эллиптические системы, но обладают ступенчатым увеличением яркости от периферии к центру с ярким, хорошо выделяющимся ядром (до 20% от общего числа галактик).

Спиральные галактики (S) - наиболее распространенный класс галактик (до 50% от общего числа). Обладают массой от 108 до 1012 М¤ и светимостью 1034-1038 Дж/с. Вокруг яркого ядра наблюдается сферическое вздутие (балдж), от которого закручиваются два и более клочковатых спиральных рукава, образующих плоский диск и содержащих в своем составе многочисленные газопылевые туманности и молодые звезды высокой светимости. По степени развития спиралей и уменьшению видимых размеров ядра подразделяются на 3 подкласса: Sа, Sв, Sс.

В нормальных спиральных галактиках (Sa, Sв, Sc) рукава начинаются сразу от ядра.

В пересеченных спиральных галактиках (SВa, SВв, SВc) центральное ядро пересекается по диаметру поперечной полосой, из концов которой начинают закручиваться спиральные рукава.

Наша Галактика - пересеченная спиральная система класса SВв.

Неправильные (иррегурярные) галактики (Ir) выделяются отсутствием четко выраженного ядра и вращательной симметрии (от 5 до 13% всех галактик). Обладают массами менее 1010 М¤ и светимостью до 1036 Дж/с. Галактики подкласса IrI характеризуются несимметричным распределением яркости, но более симметричным распределением вещества, чем имеющие определенную форму галактики подкласса Ir2.

Неправильные галактики Большое Магелланово облако (массой 6× 109 М¤ ) и Малое Магелланово облако (1,5× 109 М¤ ) являются спутниками нашей Галактики, вращающимися вокруг нее на расстояниях 50 и 60 Кпк под действием сил тяготения. Помимо них, у нашей Галактики есть и другие спутники, поменьше: 14 карликовых эллиптических галактик и несколько внегалактических шаровых скоплений.

В отдельные группы галактик выделяют:

Взаимодействующие галактики, связанные между собой "перемычками", "хвостами" и "гамма-формами", состоящими из звезд.

Компактные галактики, не превышающие своими размерами 3000 св. лет, и изолированные в пространстве звездные системы имеющие значительно меньшие размеры - до 200 св. лет.

Активные галактики (взрывающиеся галактики, галактики Сейферта, Маркаряна, радиогалактики, лацертиды и т.д.) выделяются интенсивным свечением в радио- или ультрафиолетовом диапазоне, испусканием g –квантов высоких энергий, необычайно яркими ядрами с двойными и даже кратными источниками излучения, в которых происходят бурные процессы, сопровождаемые выбрасыванием мощных потоков газа (джетов) со скоростью свыше 1000 км/с (до 1% от общего числа галактик). Джеты начинают формироваться в непосредственной близости (менее 0,1 пк) от сверхмассивных черных дыр массой 108–109 кг в центрах ядер активных галактик; на расстоянии около 1 пк неотождествленная сила (вероятно, закрученное сверхмощное магнитное поле) сжимает поток частиц в десятки раз, превращая его в узкую струю длиной в 103–104 пк.

Активность ряда галактик может объясняться процессами, происходящими в результате их тесного взаимодействия (слияния). Так, столкновение галактики М81 и М82 около 600 000 лет назад привело к образованию в области их контакта сотен гигантских областей активнейшего звездообразования, из-за чего галактика М82 наблюдается сейчас как "взрывающаяся".

В особый класс космических объектов следует выделить квазаги и квазары - квазизвездные источники оптического и радиоизлучения небольших размеров (менее 1 светового месяца), но необычайной мощности: в оптическом диапазоне они излучают до 1039 Дж/с - в сотни раз больше обыкновенных галактик, а радиоизлучение квазаров в 100-1000 раз мощнее оптического.

Расстояние до галактик определяется несколькими способами, из наблюдений находящихся в них: 1) звезд цефеид на основе соотношения "период изменения блеска – светимость цефеиды"; 2) звезд ярких голубых и красных гигантов и сверхгигантов по основной фотометрической формуле , где m – видимая звездная величина звезды, M – абсолютная звездная величина звезды, определяемая на основе закономерностей (диаграмм) "спектр – светимость" и "цвет – светимость"; 3) вспышек Новых и Сверхновых (на основе той же фотометрической формулы). К сожалению, эти методы применимы лишь для измерения расстояния до самых близких галактик, разрешаемых в мощнейшие телескопы на отдельные звезды, и по ряду причин полученные результаты несколько расходятся между собой, т.е. являются недостаточно точными. В 2000-2001 гг. была сделана первая попытка определить расстояние до ближайших галактик наиболее точным и устойчивым к различным помехам параллактическим способом: использовалась система радиотелескопов, работающая в режиме радиоинтерферометра.

Расстояние до далеких галактик определяется на основе закона Хаббла, о котором вы узнаете на следующем уроке.

В настоящее время среднее расстояние между отдельными галактиками в скоплениях в среднем в 100 раз превосходит размеры галактик и продолжает увеличиваться. В эпоху формирования галактики были ближе друг к другу и чаще взаимодействовали между собой. При столкновениях галактик их протяженные газовые короны рассеивались по всему скоплению. Более массивные галактики при движении внутри скоплений ускоряют движение других галактик, а сами тормозятся, захватывая газ из корон галактик.

Через 3 миллиарда лет Большое Магелланово облако столкнется с нашей Галактикой и она на некоторое время перейдет в группу взаимодействующих галактик. Поскольку это "падение" очень медленный процесс на сотни миллионов лет, а среднее расстояние между звездами Галактики - десятки световых лет, то эта "космическая катастрофа" никак не отразится на Солнечной системе. Несколько миллиардов лет назад подобная катастрофа произошла с карликовой галактикой: в результате большинство ее звезд рассеялось в Галактике, а центральное плотное ядро наблюдается как крупнейшее шаровое звездное скопление w Центавра.

Ближайшая спиральная галактика М31 - "Туманность Андромеды" имеет массу 3,6× 1011- 1012 М¤ , находится на расстоянии 750 кпк от нашей Галактики и постепенно сближается с ней. Через 6 миллиардов лет они сблизятся до 20 - 400 кпк и, возможно, сольются.

В отличие от других космических объектов, одиночные галактики наблюдаются исключительно редко. Как правило, они являются элементами каких-либо обширных галактических систем – групп, скоплений и Сверхскоплений галактик.

Группы галактик включают в себя до 100 галактик с их спутниками, имеющих общее происхождение, гравитационно-связанных между собой и перемещающихся в пространстве как единое целое.

Рис. 74. Местная группа галактик

В Местную группу галактик размерами до 1400 кпк входит 38 объектов, в том числе 4 спиральных, 20 эллиптических и 14 неправильных галактик. Её центр масс расположен на линии, соединяющей нашу Галактику с М31 на расстоянии 40 кпк от последней. Взаимное сближение галактик Местной группы может привести к тому, что 1011-1012 лет спустя они сольются в одну Сверхгалактику.

Скопления галактик - системы галактик, связанных общностью происхождения и силами взаимного тяготения. 7000 известных скоплений размерами от 3 до 20 Мпк включают в себя до 90% всех галактик.

Местная группа галактик входит в скопление галактик в созвездии Девы размерами до 5 Мпк, включающем в себя свыше 200 галактик высокой и средней светимости. Под действием сил тяготения она перемещается со скоростью 600 км/с в направлении созвездия Гидры, к Великому Аттрактору ("Притягивателю") – гигантскому скоплению галактик АСО 3627 массой свыше 104 МG, удаленному на расстояние 70 Мпк. Скопление в Деве представляет собой центральное сгущение нашего Сверхскопления, размерами до 60 Мпк, включающего в себя более 20000 крупных галактик. Его ближайшие соседи - Сверхскопление в созвездии Льва (до него 140 Мпк) и в Геркулесе (150 Мпк).

Сверхскопления галактик представляют собой системы скоплений галактик размерами 50-150 Мпк, состоящие из нескольких богатых скоплений, мелких групп и одиночных галактик. В состав Сверхскоплений входит до 50000 галактик. В настоящее время известно около 50 Сверхскоплений.

Система Сверхскоплений галактик образует структуру Метагалактики - части Вселенной, в которой мы живем и которая доступна нашим наблюдениям.

Далее следует сформировать понятие о космическом процессе образования галактик из вещества гигантских газовых протогалактических облаков. Учеников "обычных", слабых и гуманитарных классов можно ознакомить с данным космическим процессом вкратце, в самых общих чертах, по схеме на рис. 75. Ученики в сильных и физико-математических классах изучают материал глубже, с опорой на известные физические законы и теории.

Образование галактик

Процесс формирования галактик начался, по-видимому, почти одновременно во всем объеме известной части Вселенной через миллиард лет после ее образования, но в протогалактических облаках с различными физическими характеристиками (массой, размерами, скоростью вращения и т. д.) протекал по-разному. Процесс образования галактических скоплений, галактик и входящих в их состав космических объектов (звезд, планетных тел и т. д.) тесно связан с эволюцией газовых облаков - космических туманностей и зависит от их основных физических характеристик: массы, размеров, распределения плотности, наличия и скорости их вращения вокруг своей оси, магнитного поля, температуры и состава вещества.

Если распределение плотности внутри облака при его сжатии под действием сил тяготения остается однородным, то гравитационная энергия частиц увеличивается пропорционально уменьшению размеров облака, а тепловая энергия не изменяется: процесс сжатия изотермичен, пока плотность вещества не возрастет до значения, про котором тепловое излучение активно взаимодействует с атомами вещества и не покидает облака, а нагревает его изнутри, увеличивая давление газа. Силы давления газа уравновешивают силы тяготения и останавливают сжатие облака у "теплового предела".

Если облако изначально вращалось, то скорость вращения будет возрастать пропорционально уменьшению размеров облака при его гравитационном сжатии. Возрастающая центробежная сила останавливает сжатие облака у "вращательного" предела. В настоящее время наблюдается несколько подобных темных, так и не сформировавшихся протогалактических облаков.

При увеличении плотности с глубиной облака, при его сжатии вблизи центра облака начинаются интенсивные процессы образования звезд, уменьшающие концентрацию газа. Процесс звездообразования уравновешивает гравитационное сжатие у "конденсационного предела".

Но если сумма тепловой, вращательной, магнитной и т. д. энергий в начале сжатия были меньше гравитационной энергии облака, сжатие неостановимо: газовое облако сжимается до размеров: и превращается в черную дыру.

Окончательная судьба облака - превращение в галактику определенного класса - зависит от соотношения всех трех "пределов" и ряда других величин (так, начальное магнитное поле усиливается пропорционально уменьшению размеров облака и влияет на движение ионизированного газа).

Если облако обладало начальным вращением, но было однородным по плотности, образуется неправильная галактика. В неправильные галактики превращаются несформировавшиеся спиральные галактики, испытавшие взрыв вблизи центра или потерявшие форму при взаимодействии с другой галактикой.

Если облако не обладало начальным вращением, а плотность его увеличивалась к центру, образуется эллиптическая галактика. Сферические скопления галактик с преобладанием эллиптических и линзовых систем образовались из относительно небольших, не имевших вращательного момента сгустков газа. Самые древние голубые карликовые эллиптические галактики образовались спустя 1-3 млрд. лет после образования Метагалактики.

Рис. 75. Образование галактик:

Процесс образования галактических скоплений, галактик и входящих в их состав космических объектов (звезд, планетных тел и т. д.) тесно связан с эволюцией газовых облаков - космических туманностей - и зависит от их основных физических характеристик: массы, размеров, распределения плотности, наличия и скорости их вращения вокруг своей оси, магнитного поля, температуры и состава вещества.
Гравитационное сжатие протогалактического облака может быть остановлено силами внутреннего давления газа у "теплового предела", центробежной силой у "вращательного предела", процессами звездообразования у "конденсационного предела" и т.д. или комбинированным действием этих сил.
При увеличении плотности облака к его центру вблизи него начинались интенсивные процессы звездообразования, уменьшавшие концентрацию газа и уравновешивающие сжатие облака у "конденсационного предела".
При однородной плотности облака процесс сжатия происходил до тех пор, пока давление раскаляющегося газа внутри облака не останавливало сжатие у "теплового предела".
Изначально вращавшееся облако при сжатии увеличивало скорость своего вращения до тех пор, пока центробежная сила не останавливала сжатие у "вращательного предела".
Протогалактические облака превращались в галактики за промежуток времени от 10 миллионов до 1 миллиарда лет.
 - если сумма тепловой, вращательной, магнитной и т. д. энергий в начале сжатия была меньше гравитационной энергии облака, оно превращается в черную дыру, сжимаясь до размеров "гравитационного радиуса": Rg <=2GM/c2

 - если облако обладало начальным вращением, но было однородным по плотности, образуется неправильная галактика. В неправильные галактики превращаются не сформировавшиеся спиральные галактики, испытавшие взрыв вблизи центра или потерявшие форму при взаимодействии с другой галактикой;
 - если начальная плотность в центре облака была значительно выше, чем на периферии, образовывалась линзовидная галактика;
 - если облако не обладало начальным вращением, а плотность его увеличивалась к центру, образуется эллиптическая галактика. Сферические скопления галактик с преобладанием эллиптических и линзовых систем образовались из относительно небольших, не имевших вращательного момента сгустков газа;
 - если облако обладало начальным вращением и плотность его увеличивалось по направлению к центру, образуется спиральная галактика: облако с большим вращательным моментом развивается в класс Sc, со средним - в класс Sв и с малым в класс Sа. Скопления спиральных галактик возникали при дроблении больших облаков на фрагменты с большим числом вариантов распределения вращательного момента среди отдельных сгустков.
Процесс образования галактик может происходить не только в результате гравитационного сжатия отдельных гигантских протогалактических облаков, но и в ходе объединения (слияния) нескольких небольших про

Если облако обладало начальным вращением и плотность его увеличивалось по направлению к центру, образуется спиральная галактика: облако с большим вращательным моментом развивается в класс Sc, со средним - в класс Sв и с малым в Sа. Скопления спиральных галактик возникали при дроблении больших облаков на фрагменты с большим числом вариантов распределения вращательного момента среди отдельных сгустков.

При формировании спиральных галактик центральная часть облака сжимается быстрее и сильнее периферийных зон. Когда плотность вещества вблизи центра облака достигнет некоторой "предельной", образуется квазар или активное ядро галактики; его мощное излучение и потоки элементарных частиц создают в облаке ударную волну, сжимающую газ и стимулирующую образование звезд I поколения и шаровых скоплений во всем объеме протогалактики. При дальнейшем сжатии протогалактики газ концентрируется в плоскости вращения и образует диск. При этом происходит последовательное формирование отдельных частей (подсистем) галактики, различающихся возрастом входящих в них объектов, количеством тяжелых элементов в их составе, характером движения и расположения звезд в пространстве. Дальнейшему сжатию газа препятствует давление магнитного поля и космических лучей.

Скорость вращения вещества диска вокруг ядра галактики дифференцирована и убывает по направлению из центра к периферии. В веществе галактического диска распространяются первичные мощные спиральные волны сжатия. В течение первого оборота галактики они распространяются от центра к периферии, сильно сжимая и нагревая вещество. Формируются спиральные ветви - рукава галактики. За 2-3 галактических оборота вспышка звездообразования охватывает формирующиеся спиральные рукава, резко уменьшая в них концентрацию газа и снижая амплитуду первичных волн сжатия. Вне зависимости от начальной формы спиральная структура галактики развивается за несколько ее последующих оборотов вокруг своей оси за сотни миллионов лет. Ветви (рукава) вращаются вокруг центра галактик в ту же сторону, что газ и звезды, но значительно медленнее. Постоянство формы рукавов поддерживают вторичные относительно слабые спиральные ударные волны плотности, возникающие при столкновении накопленного в ветвях газа с газом, который при вращении вокруг центра галактики догоняет спиральные рукава и входит в них с большой скоростью, тормозится и уплотняется. В области спиральных рукавов возникают вихревые структуры, схожие с циклонами, а между галактическими ветвями формируются антициклоны.

Чем массивнее спиральная галактика, тем сильнее сжимает тяготение спиральные рукава, тем они тоньше и тем больше в них звезд и меньше межзвездного газа. Скорость вращения диска галактики позволяет оценить ее массу в пределах определенного радиуса, а форма кривой скорости вращения галактики отражает распределение (плотность) вещества в ней. Анализ распределения масс в дисковых (спиральных и линзовых) галактиках основан на изучении их кривых вращения, которые определяются по доплеровским скоростям газа.

Среднее время превращения протогалактики в галактику составляет около 109 лет. Согласно расчетам, облако с массой 1011М¤ , радиусом 200 кпк, начальной скоростью вращения 40 км/с, напряженностью магнитного поля 2× 10-7 Гс и температурой около 2× 105 К превращается в спиральную галактику размерами 30 кпк, содержащую в своем составе до 300 миллиардов звезд.

Вероятно, в начале эволюции все галактики имеют более высокую светимость за счет большего числа массивных молодых звезд. Процесс образования звезд в недрах сжимающихся протогалактических облаков и, позднее, в галактических диффузных туманностях является одним из закономерных этапов развития неживой материи и нерасторжимо связан с возникновением и развитием галактического населения и структур галактик.

Образование галактик сопровождалось мощной вспышкой звездообразования (в десятки раз выше современной!), продолжавшейся около 1 млрд. лет и достигшей максимума спустя 3–5 млрд. лет после образования нашей части Вселенной, а затем постепенно убывавшей. Звезды I поколения с содержанием тяжелых элементов в 10000 раз менее современного формируются почти одновременно по всему объему протогалактического облака, в недрах плотных (до 104-105 частиц в см3), хаотически расположенных сгустков молекулярного водорода (Н2) с незначительной примесью гидроксила (ОН, НО) и угарного газа (СО). Вне спиральных рукавов "спусковым механизмом" звездообразования могут стать ударные волны при взрывах близких звезд, столкновения облаков между собой, звездный ветер близких голубых сверхгигантов и т.д.

Запуск механизма звездообразования могут обеспечить активные процессы в формирующихся ядрах галактик. Мощное излучение и потоки (выбросы) элементарных частиц создавали ударные волны - сферически расширяющихся оболочки, уплотнявшие окружающий газ и инициировавшие в нем процесс образования звезд. Через сотни миллионов лет с уменьшением активности галактических ядер и снижения плотности межзвездного газа, большая часть которого ушла на формирование звезд I-го поколения, гигантские очаги звездообразования размерами свыше 10000 пк и массами 107-108 М¤ распадаются на мелкие "ячейки" размерами до 100 пк, в которых звездообразование постепенно затухает.

Свидетелями той древнейшей эпохи в Галактике являются объекты ее сферической составляющей: шаровые звездные скопления возрастом от 9 до 12 миллиардов лет (± 2-3 млрд. лет), в которых содержание тяжелых элементов составляет 0,1-0,5%.

"Эпидемический" характер звездообразования до сих пор характерен для очень богатых межзвездным газом обширных областей неправильных и карликовых галактик; "спусковым механизмом" в них может стать даже возникновение отдельных звезд.

Рис. 76. Массы и размеры черных дыр
в центрах некоторых галактик:

В других галактиках такие ситуации возникают гораздо реже. В эллиптических галактиках с небольшой (до 107 М¤) массой процесс звездообразования происходит 1 раз: весь газ, что не вошел в состав звезд I-го поколения, выбрасывается их световым давлением и "звездным ветром" за пределы галактик и рассеивается в окружающем пространстве. В массивных эллиптических галактиках гравитация притягивает этот газ обратно внутрь галактик, где он падает к их центру и где до сих медленно идут процессы образования звезд (0,1 М¤ в год).

Процесс образования галактик может происходить не только в результате гравитационного сжатия отдельных гигантских протогалактических облаков, но и в ходе объединения (слияния) нескольких небольших протогалактик или молодых галактик, которые становятся "строительными блоками" для формирования более крупных объектов.

Средний возраст галактик составляет от 11,5 до 13,5 миллиарда лет, хотя известны как более молодые (10 млрд. лет), так и более старые объекты (до 18 млрд. лет). Вероятно, значительная, если не большая часть галактик сформировалась в первые 2-3 миллиарда лет с момента образования Метагалактики. В настоящее время астрономы наблюдают несколько объектов возрастом от 12 до 13 млрд. лет, находящихся на разных стадиях сжатия: от плотных, непрозрачных газовых облаков до протогалактик, в которых происходит образование звезд I поколения, причем в их состав входят некоторые молекулярные соединения: Н2, ОН, НО, СО и т. д.

Еще более древними объектами являются квазары и квазаги: наибольшее расстояние до квазаров соответствует возрасту Метагалактики tM ~ 1-2 млрд. лет с наибольшей концентрацией на расстояниях, соответствующих 1,5 млрд. лет с момента образования Метагалактики; вокруг них наблюдаются следы молодых галактических структур. Большинство ученых считает их плотными газовыми аккреционными дисками в ядрах "новорожденных" галактик. Невероятно мощная энергетика квазаров может объясняться существованием в их центре сверхмассивной черной дыры массой до 1010 М¤ , поглощающей вещество (газ) из окружающего пространства в количестве 100 М¤ в год! Падая в черную дыру, вещество превращается в излучение, которое регистрируют наши приборы. Различия в свойствах квазаров определяются условиями (углом) их наблюдения.

Почти столь же стары и далеки от Земли почти все активные галактики, в ядрах которых происходят процессы, сопровождаемые выделением огромной энергии, мощным звездообразованием и выбросами вещества. Большинство ученых предполагает, что квазары, квазаги и активные ядра галактик являются закономерными, сравнительно кратковременными начальными стадиями развития нормальных галактик, имеющих возраст свыше 10-11 миллиардов лет. Предполагается, что совокупность сверхмассивных черных дыр в ядрах активных галактик, удаленных на расстоянии от 8 до 12 млрд. св. лет, является источником фона космического рентгеновского излучения.

В окруженных плазменными облаками ядрах активных галактик массой 1010-1012 М¤ и размерами 1013-1016 м в основном скрываются черные дыры массой до 108 М¤ , в которые падает газ в количестве 1 М¤ в год (масса черной дыры в центре галактики NGC 1068 - 10000000 М¤ ; в галактике NGC 4258 - 36000000 М¤ ; в галактике NGC 4486В - 500000000М¤ (!); реже там обнаруживаются массивные магнитоплазменные конфигурации - "сверхзвезды" массой до 108 М¤ , существование которых обусловлено редчайшим стечением обстоятельств и (или) звездные скопления с плотностью 106-108 звезд/пк3 (в недрах туманности Тарантул в Большом Магеллановом облаке содержится свыше 10 звезд с массами 100 –150 М¤ ) - экзотические неустойчивые объекты, которые не могут существовать свыше 105-108 лет.

Происходящие в ядрах нормальных галактик массой 106-107М¤ и размерами 1-15 пк активные процессы сродни вышеописанным, но не сравнимы с ними ни по масштабам, ни по выделению энергии. Массы черных дыр в центрах нормальных галактик (в настоящее время их известно около 40) составляют 0,2% массы балджа (центральной части) галактик (0,3-0,5% от общей массы галактик).

В процессе эволюции галактик происходит круговорот вещества: межзвездный газ - звезды - межзвездный газ, приводящий к постепенному увеличению содержания тяжелых элементов в межзвездном газе и звездах и к уменьшению количества межзвездного газа в каждой из галактик. При этом происходит истощение запасов межзвездного газа, снижение темпов звездообразования и общего числа звезд новых поколений и рост количества белых карликов, нейтронных звезд и черных дыр.

Результатом действия сил тяготения в тесных скоплениях галактик является "галактический каннибализм": крупные массивные галактики притягивают из окружающего пространства менее массивные объекты, делают их своими спутниками и даже поглощают. Так, вероятно, образуются взаимодействующие и некоторые активные галактики.

Для повторения ранее изученного и закрепления пройденного материала рекомендуется предложить ученикам решить 1-2 задачи упр. 18 и заполнить таблицу 16, обобщающую материал о галактиках и галактических системах:

Табл. 16

Классификация космических систем по основным физическим характеристикам

Космические системы:
тип
, классы и группы

Масса, кг

Размеры, м

Светимость Дж/с

Состав

Активные галактики
(Сейферта; радио-; взрывающиеся галактики и т.д.)

1040–1042

1013 – 1016

 

Сверхмассивные черные дыры, плотная космическая среда ( Н2 до 75%; Не до 30%), протозвезды, звезды I поколения

Нормальные галактики

1036–1043

1016–1020

1034–1042

Звезды: от 106 до 1013 (до 95% массы вещества); до 102 ГМО и 104– 105 туманностей (до 5% массы вещества); 106 – 1014 планетных тел; космическая среда и т.д.
неправильные (Ir 1, Ir 2)

1036–1040

1016–1020

до 1036

линзовидные (SO) 1035–1042 1016–1020
спиральные:
- нормальные (Sa, Sb, Sc)
- пересеченные (Sba, SBb, SBc)
1038–1042 1016–1020

1034 – 1038

эллиптические (Е0 – Е9) 1035–1043 до 1020

1038 – 1042

Галактические системы

1037–1049

1020–1024

1034–1046

Структурный элемент – галактики

Взаимодействующие галактики

1037–1043

до 1021

1034–1042

 2-3 галактики

Группы галактик

1038–1044

1021–1022

1042–1044

- до 100 галактик и их спутников

Скопления галактик

1039-1045

1022–1023

1042–1045

-102 -103 галактик и их отдельных групп

Сверхскопления галактик

1048–1049

1023–1024

1043–1046

Системы скоплений из 103 – 5× 104 галактик: нескольких богатых скоплений, мелких групп и одиночных галактик

Замечания, рекомендации и дополнения к методике проведения урока:

В статье Л.П. Суркова, Н.В. Лисина "Элементы проблемности при обучении астрономии в педагогическом институте" при изложении материала о различных типах галактик учащимся предлагается по 10-15 фотографиям различных галактик создать их классификацию (повторение работы Э. Хаббла) затем она уточняется, детализируется. Для придания лекции проблемного характера предлагается показать различные точки зрения и позиции ученых в подходе к решению проблемы происхождения и эволюции галактик, кратко рассмотрев энтропийную, адиабатическую и вихревую теории.

В статье А.П. Кацыка, Р.М. Разик "Два практических задания по астрофизике" предлагаются задачи для учащихся физико-математических классов, содержащие, к сожалению, терминологические ошибки. В их числе задание "используя фотографии спектра квазара, оценить: скорость удаления, расстояние, длину выброса, время образования квазара").

<< Предыдущая

Содержание

Следующая >>

Публикации с ключевыми словами: методика преподавания - преподавание астрономии - наблюдения - лабораторные работы - практические работы - учебная программа - учебные пособия - лекции - педагогический эксперимент - дидактика - контрольные работы - задача
Публикации со словами: методика преподавания - преподавание астрономии - наблюдения - лабораторные работы - практические работы - учебная программа - учебные пособия - лекции - педагогический эксперимент - дидактика - контрольные работы - задача
См. также:
Все публикации на ту же тему >>

Мнения читателей [10]
Оценка: 3.6 [голосов: 410]
 
О рейтинге
Версия для печати Распечатать

Астрометрия - Астрономические инструменты - Астрономическое образование - Астрофизика - История астрономии - Космонавтика, исследование космоса - Любительская астрономия - Планеты и Солнечная система - Солнце


Астронет | Научная сеть | ГАИШ МГУ | Поиск по МГУ | О проекте | Авторам

Комментарии, вопросы? Пишите: info@astronet.ru или сюда

Rambler's Top100 Яндекс цитирования