Лекция. Введение. Развитие физики в ХХ-веке и появление астрофизики. Разделы астрофизики, что они изучают.
План лекции: 1. Развитие физики в ХХ-веке и появление астрофизики. 2.Разделы астрофизики, что они изучают.
В последние тридцать лет с появлением больших телескопов с высокочувствительными светоприемниками сильное развитие получила внегалактическая астрономия. Стало возможным изучение слабых объектов, расположенных на очень больших расстояниях. Число галактик, у которых определены красные смещения, увеличилось примерно в 10 раз и сейчас определены расстояния до более десяти тысяч галактик. Распределение галактик в пространстве неравномерно.
Еще в начале XIX века была известна неравномерность распределения галактик на небе, в частности, их тенденция образовывать тесные пары. Галактики, как и звезды, склонны образовать двойные, тройные, кратные системы или скопления и сверхскопления. Первые же попытки определения масс обособленных систем привели к «вириальному парадоксу», и, следовательно, к проблеме избыточной («скрытой») массы.
Особый и всевозрастающий интерес к двойным галактикам привлекает задача определения массы галактик. Существуют два метода оценки массы двойных галактик. Первый из них основан на зависимости масса-светимость. Масса отдельной звезды или галактики определяется по кривой вращения, построенной по оптическим или радионаблюдениям, а полная масса системы является суммой масс ее компонентов. Так для большинства звезд главной последовательности зависимость между массой и болометрической светимостью определяется по формуле:
|
|
|
. (1.1)
Определенная таким образом масса называется видимой массой. Этот способ не является пока достаточно надежным, так как самые окраинные области галактик едва доступны спектральному исследованию.
Оценка видимой массы галактики зависит от типа галактики. Так, например, И.Д. Караченцев при вычислении собственных моментов членов пар отношения массы к светимости 
(где 
- отношение массы к светимости для Солнца) принимает равными: для E, SO, Sa галактик – 9.0, для Sb – 8.0, для Sc – 5.0, для Sm – 2.0.
Исследования, проведенные в шестидесятых годах ХХ века рядом авторов (Бербиджи и Фиш, Ходж, Руд, Минковский и др.) по определению отношения массы к светимости, показывают, что 
. В 1967 г. Кинг, Бирнес, Минковский получили по новой методике значения М/L для центральных областей двух десятков галактик ранних типов. Значения М/L составляют от 15 до 60. Максимальное значение соответствует гигантским галактикам типа Е /5/.
Второй способ определения массы системы основан на изучении движений ее компонентов. Такая масса называется орбитальной массой. Методика определения орбитальной массы двойных галактик была разработана Пейджем. Об этом подробно изложено в книге И.Д. Караченцева «Двойные галактики» /6/. Как известно, для визуально-двойных галактик суммарная масса определяется из второго закона Кеплера
|
|
|
, (1.1)
где G – гравитационная постоянная. В каждом индивидуальном случае масса пары может значительно отличаться от истинного ее значения.
Естественно, при оценке массы системы необходимо всегда учитывать эффект проекции.
Определение массы по формуле (1.1) исходит из, так называемой, вириальной теоремы, которая выполняется для задачи двух тел всегда. Во всех случаях массы галактик, определенные по интегральной светимости звезд, оказались намного меньше массы, определенной по вириальной теореме. Этот факт получил название вириального парадокса.
Дата добавления: 2019-02-13; просмотров: 208; Мы поможем в написании вашей работы! |
Мы поможем в написании ваших работ!