Рефераты Концепции современного естествознания (астрономия)

Вернуться в Естествознание

Концепции современного естествознания (астрономия)
.
Распределение звезд на небе стал впервые изучать В. Гершель в конце 18
века. Результатом было фундаментальное открытие- явление концентрации звёзд
и галактической плоскости.
Приблизительно через полтора столетия наступило время изучить
распределение по небу галактик. Сделал это Хабл.
Галактики по блеску в среднем значительно уступают звездам. Звёзды до
6-й видимой величины на всем небе несколько тысяч, а галактики до 6- ти
только четыре. Звёзд до 13 около трех млн., а галактики около семисот.
Только тогда, когда рассматриваются очень слабые объекты, число галактик
становится большим и начинает приближаться к числу звёзд той же величины.
Чтобы иметь достаточное количество подсчитываемых галактик, нужно
использовать большие инструменты способные уловить блеск слабых объектов.
Но при этом возникает дополнительная сложность, связанная с тем, что слабые
галактики и слабые звёзды не так заметно отличаются друг от друга, как
яркие звёзды от ярких галактик. Слабые галактики имеют очень маленькие
видимые размеры и их легко при подсчётах принять за звёзды.
Хабл использовал 2,5- метровый телескоп обсерватории Маунт Вилсон в
Калифорнии, вступивший в 20- е годы ХХ века в строй, и выполнил подсчеты
галактик до 20- й видимой звёздной величины в 1283 маленьких площадках,
распределённых по всему небу. В результате, число галактик в площадках
Хабла оказывалось тем меньше, чем ближе была расположена площадка к
Млечному Пути. Около самого галактического экватора в полосе толщиной в 20,
галактики, за отдельными исключениями, вовсе не наблюдается. Можно
сказать, что плоскость Галактики является для галактики плоскостью
деконцентрации, а зона у галактического экватора зоной избегания.[5]
Совершенно очевидно, что другие звёздные системы, а их миллионы, не
могут располагаться в пространстве по зонному, диктуемому определенной
ориентировкой плоскости симметрии нашей Галактики, которая сама является
только одной из множества звёздных систем. Хаблу было ясно, что в данном
случае наблюдается не истинное распределение галактик в пространстве, а
распределение искаженное некоторыми условиями видимости.
В 1953 году французский астроном Вокулер, исследуя распределение по
небу галактик до 12- й величины, т.е. ярких галактик, установил, что они
определённо концентрируются к большому кругу, который перпендикулярен к
галактическому экватору. Полоса, толщиной в 12 около этого круга,
составляющая только 10% поверхности неба, включает приблизительно 2\3 всех
ярких галактик. Число галактик на 1 кв. градус в полосе приблизительно в 10
раз больше, чем в областях вне полосы. Наука уже имела аналогичный опыт,
когда Гершель, обнаружив концентрацию звёзд в галактической плоскости,
установил существование нашей звёздной системы и определил, что она
сплюснутая. Также и Вокулер пришел к выводу о существовании гигантской
сплюснутой системы галактик и называл её сверхсистемой галактик.
Значение сверхсистемы галактик для общей структуры Вселенной велико.
Сверхсистема по размерам значительно превосходит скопления галактик. Число
галактик, входящих в её состав, исчисляются не тысячами, как в крупных
скоплениях, а многими десятками тысяч, возможно, достигает ста тысяч.
Диаметр сверхсистемы можно оценить в 30 М пс. Галактика находится
далеко от её центра и вообще близка к краю. Её расстояние от внешней
границы сверхсистемы 2- 4 М пс. Центр сверхсистемы находится в скоплении
галактик в Деве, а само это скопление может рассматриваться как ядро
сверхсистемы.
Не только оптическое излучение галактик показывает концентрацию к
плоскости сверхсистемы галактик
10 11 
Добавить в Одноклассники    

 

Rambler's Top100