• 5

РАБОТА № 37 ЗВЕЗДНЫЕ СИСТЕМЫ

Цель работы. Ознакомление с некоторыми методами изу­чения галактик.

Пособия: фотографические стандарты различных типов галактик (планшеты 69 и 70); фотографии галактик (планшеты 71—78); копии фотографий спектров галактик (планшет 79); Справочник любителя астрономии; таблицы логариф­мов; логарифмическая линейка или арифмометр.

Литература: [1], глава XIII, § 184; [2], глава XII, § 171 — 173.

Дополнительная: [13], глава VII, § 30; [15], глава XXII, § 176, 177, 182; [18], глава III, глава IV; [30], глава III; [19], стр. 351, 376.

Задачи: [3], JNb 1171, 1174—1176; [4], JNb 325—327.

В настоящее время имеется несколько классификаций галактик, но самой простой и поэтому наиболее употребительной является клас­сификация Хаббла. В этой классификации галактики подразделяются на неправильные (класс I), эллиптические (класс Е) и спиральные (класс S). Каждый класс галактик содержит несколько подклассов или типов. Так, степень неправильной формы галактики отмечается либо буквами г и гг, либо цифрами I и II. У галактик типа 1г (или I I) центральная область выражена четко. Галактики типа Irr (или III) таким свойством не обладают.

Степень сжатия эллиптических галактик оценивается целым числом

e=io    (1)

а

где а и b — соответственно наибольший и наименьший угловой диа­метр галактики. Таким образом, галактики круглой формы обозна­чаются символом Е0, а наиболее сжатые эллиптические галактики — символом Е7.

Спиральные галактики с ветвями, выходящими непосредственно из ядра, принадлежат к типам Sa, Sb и Sc — в зависимости от степени развития их ветвей. Спирали с большим ядром и со слабо развитыми или только намечающимися ветвями обозначаются символом Sa, а спирали с малым ядром и сильно разбросанными ветвями — сим­волом Sc.

Спиральные галактики, ветви которых выходят не из ядра, а из концов перемычки, под прямым углом к ней, называются пересечен­ными и принадлежат к типам SBa, SBb и SBc, в той же зависимости от степени развития спиральных ветвей.

Сопоставляя фотографии изучаемых галактик с фотографиями их характерных представителей, по которым создана классификация, не­трудно определить типы галактик.

Если известно расстояние г до галактики или модуль расстояния (т — М), то по измеренным угловым размерам д! можно вычислить ее линейные размеры

d = r- sin d',    (2)

а так как видимые размеры галактик очень малы и не превышают не­скольких десятков минут дуги, то, выражая в! в минутах дуги и пом­ня, что 1 радиан = 3438', получим

(3)

3438   v ;

причем d и г выражены в одних и тех же единицах измерения.

Однако расстояние г, вычисленное по модулю расстояния, будет завышенным, если не учитывать поглощения света в пространстве. Оно может быть найдено по избытку цвета

СЕ = С — С0,           (4)

где С — видимый показатель цвета, а С0 — истинный показатель цве­та, определяемый по спектральному классу объекта (см. табл. 9). Исправленная за поглощение света видимая звездная величина

т0 = т — 7 • СЕ,        (5)

причем для визуальных лучей (при использовании ту) 7 = 3,7, а для фотографических лучей (при использовании mpg ) 7 = 4,7. Тогда абсолютная звездная величина объекта

М = т0 +5 — 5 lg г

или

М = т — 7 • СЕ + 5 — 5 lg г,

откуда исправленный за поглощение модуль расстояния

0 — М) = (т — М) — 7 • СЕ         (6)

и          lgr = 0,2(m0-Af)+ L   (7)

Формула (7) позволяет найти исправленное за поглощение расстоя­ние г, которое затем используется в формуле (3).

Абсолютная звездная величина М объекта непосредственно опре­деляется по видимой звездной величине т и неисправленному модулю расстояния (т—М), а уже по М вычисляется светимость L объекта.

В спектрах далеких галактик линии смещены в сторону красного конца спектра (красное смещение). Используя длины волн спектра сравнения, можно построить дисперсионную кривую (см. работу № 22), по которой определить длину волны Я' смещенных линий в спектре галактики и, зная нормальную длину волны Я тех же линий, найти их смещение ДХ          Я, а затем и лучевую скорость

удаления галактики

vr=c-Y~f         (8)

где с = 3 • 105 км/сек. По закону Хаббла

vr = Нг            (9)

вычисляется расстояние г до галактики. В настоящее время принято считать постоянную Хаббла

гт         7г км!сек

п -

и поэтому г получается в мегапарсеках [1 мегапарсек (Мпс) = 106 пар­секов {пс)].

Однако при больших скоростях, сопоставимых со скоростью све­та с, формула (8) становится неточной. Согласно специальной теории относительности лучевая скорость

 

что при больших смещениях линий АХ дает несколько иное значение vn а следовательно, и г в формуле (9).

Вычислив vr по формулам (8) и (10), можно оценить критерий применимости обеих формул, и в случае необходимости пересмотреть вычисленное расстояние до галактики.

ЗАДАНИЕ

1*. Определить названия созвездий, в которых находятся звезд­ные системы:

№ варианта

Номер звезд­ной системы

Экваториальные координаты

Видимая звездная величина

Спектр Sp

Модуль рас­стояния

NGC

м

-

5

mv

 

1)

4486

87

12ч28м,3

+ 12°40'

9m.2

10"*.7

G5

+33"*. 2

4293

12 18 ,7

+ 18 40

11.7

 

1097

2 44 ,3

—30 29

10.6

2)

5055

63

13ч13м,5

+42°17'

9"*. 5

10"*.5

F 8

+30"*. 0

175

0 34 ,9

—20 21

12.8

 

1156

2 56 ,7

+25 03

12.9

3)

5005

1Зч08м,5

+37°19'

9"*. 8

11"*.3

GO

+32"*. 9

3672

11 22 ,5

—9 32

11.8

 

7743

23 41 ,8

+9 39

12.8

4)

4826

64

12ч54м,3

+21°47'

8т .0

8т. 9

G7

+26"*. 9

3109

10 00 ,8

—25 55

11 .2

 

1073

2 41 ,2

+ 1 10

12.0

5)

3031

81

9Ч51М,5

+69° 18'

7"*. 9

8т. 9

G3

+28"*. 2

5383

13 55 ,0

+42 05

12.7

 

3810

11 38 ,4

+ 11 45

11.8

6)

5194

51

1Зч27м, 8

+47°27'

8т. 1

8т. 9

F8

+28"*. 4

2366

7 23 ,6

+69 08

12.6

 

2525

8 03 ,3

— 11 17

12.2

7)

5236

83

13Ч34М,3

—29°37'

7"*.6

8"*.0

F0

+28"*. 2

718

1 50 ,7

+3 57

12.7

 

3504

11 00 ,5

+28 15

11.7

8)

4565

12ч33м,9

+26° 16'

10т.2

10"*.7

GO

+30"*. 3

3359

10 43 ,4

+63 30

12.2

 

524

1 22 ,1

+9 16

12.0

Примечание: NGC — «Новый общий каталог туманностей и звездных скоплений», состав­ленный Дрейером и изданный в 1888 г,: М — «Каталог туманностей и звездных скоплений», со­ставленный Мессье и изданный в 1771 г.

2*. Используя масштаб фотографии, определить угловые разме­ры звездной системы: 1) NGC 4486; 2) NGC 5055; 3) NGC 5005; 4) NGC 4826; 5) NGC 3031; 6) NGC 5194; 7) NGC 5236; 8) NGC 4565.

3*. По угловым размерам и модулю расстояния вычислить рас­стояние до той же звездной системы и ее линейные размеры.

4*. Найти видимый показатель цвета той же звездной системы, по ее спектру оценить истинный показатель цвета и определить из­быток цвета, а также общее поглощение света звездной системы в пространстве.

5*. По найденному общему поглощению света исправить модуль расстояния и по нему снова вычислить расстояние до звездной систе­мы и ее линейные размеры.

6*. Сравнить результаты вычислений, полученные в п. 3 и 5, и сде­лать вывод о необходимости учета поглощения света.

7*. По модулю расстояния, видимой звездной величине и истин­ному показателю цвета вычислить абсолютную визуальную и абсо­лютную фотографическую звездную величину той же звездной систе­мы, ее светимость в визуальных и фотографических лучах и соотно­шение светимости в этих лучах.

8*. Сравнить линейные размеры и светимость той же звездной системы с такими же параметрами нашей Галактики.

9.         Классифицировать в системе Хаббла звездные системы, ука­занные в п. 1.

10.       По красному смещению линий Н и К ионизованного кальция определить лучевую скорость и расстояние галактики, обозначенной номером варианта.

И. Вычислить те же величины с учетом релятивистского эффекта.

12. По общим результатам п. 10 и И сформулировать вывод об условии, требующем учета релятивистского эффекта при определении лучевой скорости и расстояний галактик.

Отчет представить по самостоятельно разработанной форме.

Авторы: 1379 А Б В Г Д Е З И Й К Л М Н О П Р С Т У Ф Х Ц Ч Ш Щ Э Ю Я

Книги: 1908 А Б В Г Д Е З И Й К Л М Н О П Р С Т У Ф Х Ц Ч Ш Щ Э Ю Я