Будова, походження та еволюція галактик та зірок. Загальна астрономія

Вивчення характеру розподілу зірок різних типів у Галактиці показало, що наш зоряний «острів» має складну будову і складається з кількох підсистем, що проникають одна в одну.

Молоді та яскраві зірки разом із хмарами міжзоряного газу та космічного пилу утворюють плоский диск. Тут же зосереджені білі карлики, планетарні туманності і вибухові, як вибухові наднові. У галактичному диску зустрічаються зірки і нашого типу, мають вік 5-6 млрд років і містять до 4% важких хімічних елементів. Щільність зірокпомітно зменшується від центру диска до його околиць.

У центральній частині галактичного диска є кулясте потовщення. Усередині цього потовщення і "ховається" ядро ​​Галактики, яке приховано від нас хмарами міжзоряного пилу. Перше проникнення в таємниці галактичного ядра здійснили пулківський астроном Олександр Олександрович Каліняк (1905-1983) та кримський - Володимир Борисович Ніконов. Влітку 1948 року у Сімеїзі разом із московським фізиком Валер'яном Івановичем Красовським вони отримали першу фотографію ядра Галактики. Вирішити це завдання їм допомогла інфрачервона астрономія: за допомогою електронно-оптичного перетворювача (Електронно-оптичний перетворювач - фотоелектричний прилад, який перетворює невидимі інфрачервоні промені в промені, видимі оком і діють на фотографічну пластику) невидиме ядро ​​було знято здатністю, ніж видимі промені. Вони й пробили пилову завісу.

Але це був лише початок штурму галактичного ядра. До його досліджень невдовзі підключилися радіоастрономи. Вони встановили, що в діапазоні метрових хвиль ядро ​​світить настільки яскраво, що затьмарює радіовипромінювання спокійного Сонця! Було виявлено також потужне закінчення газу із центральних областей Галактики. Очевидно, у її ядрі відбуваються винятково бурхливі процеси.

Найцікавіші результати було отримано щодо центру нашої Галактики з допомогою телескопа АРТ-П, встановленого на орбітальної обсерваторії «Гранат». Виявилося, що звідти виходить не лише потік радіохвиль, а й рентгенівське випромінювання та гамма-сплески. Один із найцікавіших рентгенівських об'єктів у цій галузі неба, хоча далеко не найяскравіший, - знаменитий Стрілець А, що збігається з динамічним центром Галактики. Це й унікальне джерело потужного радіовипромінювання. Передбачається, що тут знаходиться надмасивна Чорна діраз масою близько 2 млн. сонячних мас. Але гіпотеза про надмасивну чорну дірку, розташовану поблизу центру Галактики, ще не отримала вагомих доказів на свою користь.

Плоский диск як би занурений у сферичну складову Галактики, або гало. «Населення» гало представлене переважно старими та слабкими по блиску зірками. Тут ми бачимо кульові зоряні скупчення, червоні надгіганти. Вони розкидані майже по всьому обсягу сплюснутого гало аж до відстаней у 10 тис. пк (приблизно 30 тис. світлових років) від галактичної площини. До сферичної підсистеми Галактики входять і зірки центрального потовщення - балджа. Газ та пил у гало практично відсутні. Щільність зірок наростає до центру Галактики. Маса гало наближається до маси диска.

Вік кульових скупчень сягає 13-15 млрд років. Це найстаріші освіти в Галактиці - ровесники самої зіркової системи (Зараз цей вік, як і вік всього Всесвіту, що спостерігається нами, переглядається у бік зменшення).

Як бачимо, залежно від віку, зірки по-різному розподілені в галактичному просторі: старі заповнюють сферичний об'єм, молоді зібрані в тонкому диску.

З віковими відмінностями зірок пов'язані розбіжності у тому хімічному складі. Найбільш старі світила містять важких хімічних елементів (важче гелію) приблизно в 100 разів менше, ніж Сонце. Варто зазначити, що для утворення планет та зародження життя вкрай потрібні важкі хімічні елементи. Тому навряд чи могли виникнути планети у зірок гало.

Важливим кроком вивчення Галактики було виявлення її обертання навколо осі, перпендикулярної до середньої галактичної площині. У цьому обертанні беруть участь усі зірки диска та газопилові туманності. Швидкість руху зірок навколо галактичного центру в міру видалення від нього спочатку зростає і досягає найбільшого значення (приблизно 220 км/с) на околицях Сонця, а до краю Галактики повільно зменшується. За цією швидкістю і відстані Сонця від центру Галактики, Що дорівнює 8,5 кік, або близько 28 тис. світлових років, неважко обчислити період звернення Сонця. Він становить близько 230 млн років і називається галактичним роком.

За періодом звернення Сонця можна приблизно оточити масу Галактики – диска маєте з гало. Для цього достатньо скористатися третім узагальненим законом Кеплера. Виявилося, що вона дорівнює приблизно 250 млрд. мас Сонця.

Усі зірки у Галактиці пов'язані взаємним тяжінням. Це є надійною гарантією стійкості зіркової системи у часі.

Дуже багато про будову та структуру нашої Галактики вдалося дізнатися в результаті вивчення найближчих до нас великих зіркових систем, таких як знаменита Туманність Андромеди, Що мають чітко виражену спіральну структуру. Тому було розумно припустити, що наша Галактика також має спіральні гілки. Але як їх розпізнати у блідому сяйві? Адже ми спостерігаємо Галактику зсередини. Різні структури галактичного диска проектуються одна на одну, а багато пробач приховано від нас пиловими хмарами. І все-таки ця проблема отримала оригінальне рішення.

У 1951 році дослідники Всесвіту зробили важливе відкриття: на хвилі 21 см вони виявили сильний постійний радіосигнал і прозвали його «піснею водню». Щоправда, відкриття це ні для кого не стало несподіванкою. Теоретично вже було передбачено, що нейтральний міжзоряний водень повинен «звучати» саме на такій хвилі. І. «вслухаючись» у мелодію цієї «пісні», радіоастрономи змогли проникнути за завісу міжзоряного пилу та розпочати вивчення структури галактичного диска.

Дослідження випромінювання міжзоряного газу в радіолінії водню 21 см дозволило встановити нею розподіл у просторі. Виявилося, що ущільнення водню справді утворюють спіральний візерунок. Поступово вдалося побудувати спіральну структуру значної частини Галактики. Спіральні гілки або рукави, вздовж яких групуються молоді гарячі зірки відходять від центрального згущення. Частини трьох рукавів добре простежуються в Оріоні, Персеї та Стрільці. В одному з вузлів Оріонового рукава, на краю Галактики, знаходиться . Спіральні гілки закручуються, тобто напрямок обертання Галактики збігається з напрямком від кінця гілки до галактичного ядра.

Таким чином, якщо спостерігати нашу Галактику плазом, то ми побачили б, як із її ядра випливають спіральні гілки. Огинаючи центральне згущення, розширюючись і розгалужуючись, вони втрачають свою яскравість, і поступово їх слід пропадає.

Якщо ознайомитись із кольоровою фотографією Галактики, то не можна не відзначити, здавалося б, дивний розподіл на знімку кольорів: ядро ​​жовте, спіралі – блакитні! Але ми вже знаємо, що чим гарячіша зірка, тим вона голубіша. Останнє означає, що найгарячіші зірки перебувають у спіралях.

Газовий галактичний диск пронизаний силовими лініями магнітного поля Галактики. Магнітне поле перешкоджає руху іонізованого газу впоперек силових ліній, але не заважає йому поширюватися вздовж них.

Магнітне поле не лише впливає на рух міжзоряного газу. Воно утримує в Галактиці космічні промені, що виникають при спалахах наднових. Ці промені складаються із заряджених частинок, що рухаються зі швидкостями, близькими до швидкості світла. В основному це протони (ядра атомів водню) з добавкою альфа-часток (ядер гелію) і електронів і нікчемною домішкою ядер атомів літію, вуглецю, азоту, кисню, заліза та інших більш важких елементів. А так як силові лінії магнітного поля мають досить складну конфігурацію , то космічним променям доводиться довго «петляти» по всьому об'єму Галактики, перш ніж їм вдасться вирватися назовні - у міжгалактичний простір. Щільність енергії космічних променів для розрахунку одиницю обсягу Галактики приблизно дорівнює щільності енергії випромінювання зірок.

Магнітне поле Галактики гальмує швидкі релятивістські електрони. Це викликає так зване синхротронне (нетеплове) радіовипромінювання на метрових хвилях. Воно приходить до нас буквально з усіх боків неба. На противагу цьому нейтральний водень, сконцентрований поблизу галактичної площини, подає свій «радіоголос» лише із зони Чумацького Шляху.

В останні роки з'ясувалося, що плоский галактичний диск і навколишнє його гало занурені в дуже розріджену корону, яка є третім головним структурним елементом Галактики. Повна маса корони у кілька разів перевищує сумарну масу всіх зірок Галактики. Вона проявляє себе тяжінням, але не випромінює світла, і в ній не виявлено ні зірок, ні газових хмар.

>> Будова нашої галактики

4.2. Рух та зіткнення галактик

Різноманітність форм галактик можна як прояв дії принципу мінімального розмаїття. Воно свідчить про варіативність умов формування та еволюції конкретних будівельних блоків Всесвіту.

4.2.1. Будова нашої галактики

Наша галактика (Чумацький шлях) є спіральним диском з чотирма закрученими рукавами і з центральним кулястим потовщенням. Товщина диска близько 500 св. років (за такий інтервал часу світло перетне його). Радіус рукавів дорівнює приблизно 50 000 св. років. Центральне потовщення Чумацького шляху має діаметр 3000 св. років і оточене роєм (іноді використовують термін гало) із приблизно 200 кульових зоряних скупчень.

Чорна смуга, яку ми бачимо вночі вздовж Чумацького шляху (і на фотографіях деяких інших галактик), свідчить, що міжзоряний простір у Галактиці заповнений гігантськими газопиловими хмарами, що поглинають видиме випромінювання, але прозорі для радіохвиль та інфрачервоного випромінювання. Саме на підставі даних радіоастрономії та супутникових спостережень в ІЧ – діапазоні було встановлено чотирирукавну структуру нашої галактики і те, що Сонце розташовується на відстані 25 000 св. років від центральної частини. Один оберт навколо центру Галактики Сонце здійснює приблизно за 200 млн. років, за час його існування воно близько 25 разів встигло обійти центр Чумацького шляху. Можна образно сказати, що Сонцю 25 галактичних років!

Швидкість обертання окремих зірок визначають зі зміщення спектральних ліній (за ефектом Доплера). Для нашої Галактики розмір маси становить приблизно 100 млрд. сонячних мас. Це, по порядку величини, відповідає масі видимих ​​зірок та газопилових хмар. У той же час вимірювання швидкостей руху зірок, розташованих на периферії Чумацького шляху та кульових скупчень у галактичному гало, показало, що вони рухаються навколо центру з такими швидкостями, які не відповідають оцінці повної маси видимої речовини нашої галактики. Невідповідність усувається в тому випадку, якщо припустити, що існує темна речовина, прихована від використаних методів спостереження. Причому маса невидимої речовини на порядок величини перевищує масу, яка визначається сучасними методами астрономії. Фізична природа темної речовини, яка проявляється лише у гравітаційній взаємодії, нині дискусійна.

У центрі нашої галактики зареєстровано джерело з екстремально великим енерговиділенням. Маючи порівняно невеликі розміри (порядку розмірів Сонячної системи), він має масу в мільйон разів більшу, ніж Сонце, і світить у широкому діапазоні в 100 млн. разів інтенсивніше. Перша гіпотеза про природу такого джерела пов'язувала його зі спалахом зіркоутворення «молодих» зірок. В даний час вірогіднішою причиною вважають Чорну дірку, що утворилася в самому «серці» Чумацького шляху.

Концепція сучасного природознавства. Стародубцев В.А., 2-ге вид., Дод. - Томськ: Том. політех. ун-т, 2002. – 184 с.

Спільна астрономія. Будова Галактики

Одним із найпримітніших об'єктів зоряного неба є Чумацький шлях. Стародавні греки називали його galaxias, тобто. молочне коло. Вже перші спостереження телескоп, проведені Галілеєм, показали, що Чумацький Шлях – це скупчення дуже далеких і слабких зірок.

На початку ХХ століття стало очевидним, що майже вся видима речовина у Всесвіті зосереджена в гігантських зоряно-газових островах з характерним розміром від кількох кілопарсеків до кількох десятків кілопарсек (1 кілопарсек = 1000 парсек ~ 3∙10 3 світлових років ~ 3∙10 19 м ). Сонце разом з оточуючими його зірками також входить до складу спіральної галактики, що завжди позначається з великої літери: Галактика. Коли ми говоримо про Сонце як про об'єкт Сонячної системи, ми теж пишемо його з великої літери.

Розташування Сонця в нашій Галактиці досить невдале вивчення цієї системи як цілого: ми знаходимося поблизу площини зоряного диска, і з Землі складно виявити структуру Галактики. До того ж, в області, де розташоване Сонце, досить багато міжзоряної речовини, що поглинає світло і робить зоряний диск майже непрозорим для видимого світла в деяких напрямках, особливо у напрямі її ядра. Тому дослідження інших галактик грають величезну роль розумінні природи нашої Галактики. Галактика є складною зоряною системою, що складається з безлічі різноманітних об'єктів, які знаходяться між собою у певному взаємозв'язку. Маса Галактики оцінюється в 200 мільярдів (2 10 11) мас Сонця, але тільки два мільярди зірок (2 10 9) доступно спостереженням.

Розподіл зірок у Галактиці має дві яскраво виражені особливості: по-перше, дуже висока концентрація зірок у галактичній площині, і по-друге, велика концентрація у центрі Галактики. Так, якщо на околицях Сонця, в диску, одна зірка припадає на 16 кубічних парсеків, то в центрі Галактики в одному кубічному парсекі знаходиться 10 000 зірок. У площині Галактики, крім підвищеної концентрації зірок, спостерігається також підвищена концентрація пилу і газу.

Розміри Галактики: - Діаметр диска Галактики близько 30 кпк (100 000 світлових років), - Товщина - близько 1000 світлових років.

Сонце розташоване далеко від ядра Галактики - з відривом 8 кпк (близько 26 000 світлових років). Галактика складається з диска, гало, балджу та корони.

Галактика містить дві основні підсистеми (два компоненти), вкладені одна в одну та гравітаційно-пов'язані одна з одною.

Перша називається сферичною - гало, її зірки концентруються до центру галактики, а щільність речовини, висока у центрі галактики, досить швидко падає з віддаленням від нього. Центральна, найбільш щільна частина гало в межах кількох тисяч світлових років від центру Галактики називається балдж. (англійське слово bulgeперекладається як здуття). У балджі (3-7 кпк) зосереджено майже всю молекулярну речовину міжзоряного середовища; там знаходиться найбільша кількість пульсарів, залишків наднових та джерел інфрачервоного випромінювання. Центральна, найбільш компактна область Галактики називається ядром. У ядрі висока концентрація зірок: у кожному кубічному парсеку знаходяться тисячі зірок. Якби ми жили на планеті біля зірки, що знаходиться поблизу ядра Галактики, то на небі було б видно десятки зірок, за яскравістю порівнянних із Місяцем. У центріГалактики передбачається існування потужної темної дірки. Видиме випромінювання центральних областей Галактики повністю приховано від нас потужними шарами поглинаючої матерії. Центр Галактики знаходиться у сузір'ї Стрільця у напрямку на α = 17h46,1m, δ = –28°51". Друга підсистема - це масивний зірковий диск. Він є як би дві складені краями тарілки. У диску концентрація зірок значно більша, ніж у гало. Зірки всередині диска рухаються круговими траєкторіями навколо центру Галактики. У зірковому диску між спіральними рукавами розташоване Сонце.

Зірки галактичного диска були названі населенням І типу, зірки гало - населенням ІІ типу.До диска, плоскої складової Галактики, відносяться зірки ранніх спектральних класів О і В, зірки розсіяних скупчень, темні туманності пилові, хмари газу і пилу. Сонце відноситься до зоряного населення І типу.

Гало, навпаки, становлять об'єкти, що виникли на ранніх стадіях еволюції Галактики: зірки кульових скупчень, зірки типу RR Ліри. Зірки плоскої складової порівняно зі зірками сферичної складової відрізняються великим вмістом важких елементів. Вік населення сферичної складової перевищує 12 мільярдів років. Його зазвичай беруть за вік самої Галактики. Порівняно з гало диск обертається помітно швидше. Маса диска оцінюється в 150 мільярдів М ​​Сонця. У диску знаходяться спіральні гілки (рукави). Молоді зірки та вогнища зіркоутворення розташовані в основному вздовж рукавів. Диск і навколишнє гало занурені в корону.

В даний час вважають, що розміри корони Галактики в 10 разів більші, ніж розміри диска. Подальші дослідження показали, що у нашій Галактиці є перемичка (бар).

Астрономи переконалися у існуванні спіральних рукавів півстоліття тому тому ж випромінюванню атомарного водню хвилі 21 сантиметр.

Ілюстрація ліворуч. Сонце розташоване між рукавами Кіля-Стрільця та Персея. Ілюстрація праворуч. Будова нашої Галактики у розрізі.

Ліворуч вигляд нашої Галактики у видимому діапазоні (цифрова панорама їх трьох тисяч зображень зоряного неба), якщо подивитися на все небо відразу. Аксел Мелінгер. Проект Панорама Чумацького Шляху 2.0. Малюнок праворуч. Спостереження радіовипромінювання водню. Спостереження Енглмайєра. Червоний накладений візерунок спіральних рукавів. Виразно видно, що наша Галактика має бар (перемичка), від якої відходять два рукави. У зовнішній частині видно 4 рукави.

План :

1. ВВЕДЕННЯ

2. ВІДКРИТТЯ ГАЛАКТИКИ

3. СПОРУДИ ЗІРК

4. ЗІРКОВІ СКОПЛЕННЯ

5. МІЖ ЗІРКАМИ

6. АСОЦІАЦІЇ І ПІДСИСТЕМИ

7. МІСЦЕВА СИСТЕМА

8. ВИСНОВКИ

ВСТУП

Астрономія - це наука про Всесвіт, що вивчає рух, будову, походження та розвиток небесних тіл та їх систем. Як і все у світі, астрономія має тривалу історію, чи не більшу, ніж будь-яка інша наука.

Під час знайомства з навколишнім Всесвітом виникали нові області пізнання. Народжувалися окремі напрями досліджень, які поступово складалися в самостійні наукові дисципліни. Всі вони, зрозуміло, об'єднувалися загальними інтересами астрономії, але порівняно вузька спеціалізація всередині астрономії все більше і більше давалася взнаки.

У сучасній астрономії чітко виділилися такі розділи:

I. Астрометрія- Найдавніший розділ астрономії, що вивчає становище на небі небесних тіл у певні моменти часу. Де і коли- Таке по суті основне питання, на яке відповідає астрометрія. Очевидно, для відповіді потрібно знати систему координат, щодо якої визначають положення тіла, і вміти вимірювати проміжки часу за допомогою рівномірного руху.

Породжена потребами практики, астрометрія досі залишається найпрактичнішою, прикладною галуззю астрономії. Вимірювання часу та місцезнаходження потрібні у всіх справах людських, і тому важко вказати обставини, де астрометрія прямо чи опосередковано не знаходила б застосування.

ІІ. Небесна механікавиникла лише XVII в. коли стало можливим вивчати сили, які керують рухом небесних тіл. Головною із цих сил, як відомо, є гравітаційна сила, тобто сила тяжіння, або, інакше кажучи, сила взаємного тяжіння небесних тіл. Хоча природа гравітації досі незрозуміла, теорія руху небесних тіл під впливом тяжіння розроблена дуже докладно, як, втім, і теорія фігур рівноваги небесних тіл, які визначаються гравітацією і обертанням. Обидві ці теорії і складають головне, чим займається небесна механіка.

ІІІ.Майже одночасно з небесною механікою розвивалася і астрофізика- та галузь астрономії, що вивчає фізичну природу небесних тіл. А стало це можливим завдяки винаходу телескопа, який далеке зробив близьким та дозволив розглянути дивовижні подробиці на небі та небесних тілах. Особливо бурхливий розвиток астрофізика зазнала з відкриттям спектрального аналізу у XIX ст. Стрімке зростання астрофізичних знань, небачено швидке розширення засобів дослідження фізики космосу продовжується і в наш час.

IV. Зоряна астрономіявивчає будову та розвиток зоряних систем. Цей розділ виник на межі XVIII та XIX ст. з класичних робіт Вільяма та Джона Гершелей. Подальші кроки у пізнанні зіркових систем показали, що зіркова астрономія немислима без астрофізики. Подібно до того, як у сучасній астрономії астрометрія все вже зближується з небесною механікою, астрофізичні методи дослідження набувають все більшого значення в дослідженні зіркових систем.

V. Конкретні дані, що видобуваються перерахованими вище галузями астрономії, узагальнюються космогонією,яка вивчає походження та розвиток небесних тіл. Так як еволюція небесних тіл відбувається, як правило, за терміни, незрівнянно більші, ніж час існування людини, вирішення космогонічних проблем – справа дуже важка. Щоправда, якоюсь мірою воно полегшується деякими швидкоплинними космічними процесами типу вибухів, яких останнім часом відкривають дедалі більше. Проте розгадати їхній еволюційний сенс далеко не завжди просто.

VI. Космологіязаймається найбільш загальними питаннями будови та еволюції всього світу в цілому. Космологи намагаються розглядати Всесвіт загалом, не забуваючи, звісно, ​​у тому, що людині завжди доступна лише обмежена частина нескінченного і невичерпного у всіх відносинах Миру. Тому космологічні «моделі» всього Всесвіту, т. е. теоретичні схеми «Світу загалом», неминуче страждають спрощенством і лише більшою чи меншою мірою відбивають реальність. Космологія завжди була і залишається сферою ідеологічної боротьби ідеалістичного та матеріалістичного світогляду.

Ця робота присвячена одній з основних частин зіркової астрономії – нашій Галактиці.

Планета Земля належить Сонячній системі, яка складається з єдиної зірки – Сонця та дев'яти планет із їхніми супутниками, тисяч астероїдів, комет, незліченних частинок пилу, і все це обертається навколо Сонця. Діаметр Сонячної системи становить приблизно 13 10 9 км.

Сонце та Сонячна система розташовані в одному з гігантських спіральних рукавів Галактики, що називається Чумацьким Шляхом. Наша Галактика містить понад 100 млрд зірок, міжзоряний газ і пил, і все це обертається навколо її центру. Діаметр Галактики становить приблизно 100 000 світлових років (один мільярд мільярдів кілометрів).

ВІДКРИТТЯ ГАЛАКТИКИ

3вездная астрономія, тобто. Розділ астрономії, що вивчає будову зіркових систем, виник порівняно недавно, всього два століття тому. Раніше вона могла виникнути, оскільки оптичні засоби дослідження Всесвіту були ще вкрай недосконалі. Щоправда, висловлювалися різні умоглядні ідеї про будову зоряного світу, часом геніальні. Так, давньогрецький філософ Демокріт (460-370 р. до н.е.) вважав Чумацький Шлях скупченням зірок, що слабо світяться. Німецький вчений XVIII ст. Йоган Ламберт (1728-1777) вважав, що зірковий світ має ступінчасту, ієрархічну будову: менші системи зірок утворюють великі, ті, у свою чергу, ще більші і т. д., на зразок відомої іграшкової «матрьошки». І цей «сходи систем», за Ламбертом, не має кінця, тобто подібний «структурний» Всесвіт нескінченний. Але, на жаль, усі такі ідеї не підкріплювалися фактами, і зоряна астрономія як наука зародилася лише у працях Вільяма Гершеля (1738-1822), великого спостерігача та дослідника зіркового Всесвіту.

За своє довге життя він відшліфував для телескопів близько 430 телескопічних дзеркал, і серед них величезне дзеркало діаметром 122 см і фокусною відстанню 12 м. Гершелю стало доступно безліч дуже слабких зірок, що відразу розширило горизонти пізнання. Вдалося вийти у глибини зоряного світу.

Ще 683 р. н.е. китайський астроном І. Сінь виміряв координати 28 зірок і помітив їх зміни порівняно з давнішими визначеннями. Це змусило його висловити здогад про свій рух зірок у просторі. У 1718 р. Едмунд Галлей виходячи з спостережень Сиріуса, Альдебарана і Арктура підтвердив цю гіпотезу. До кінця ХVІІІ ст. стали відомі власні рухи лише 13 зірок. Але навіть за такими вкрай бідними даними Гершелю вдалося виявити рух нашого Сонця у просторі.

Ідея методу Гершеля проста. Коли йдеш густим лісом, здається, що дерева попереду розступаються, а ззаду, навпаки, сходяться. Так і на небі – в тій його частині, куди летить Сонце разом із Сонячною системою (сузір'я Геркулеса), зірки здаватимуться «розбіжними» в сторони від апекса – точки неба, куди спрямований вектор швидкості Сонця. Навпаки, у протилежній точці неба (антиапексі) зірки повинні здаватися схожими. Ці ефекти і були виявлені Гершелем, але через злидні даних швидкість руху Сонця він визначив неточно.

Гершель відкрив безліч подвійних, потрійних і взагалі кратних зірок і виявив у них рух компонентів. Це доводило, що кратні зірки - фізичні системи, що підкоряються закону тяжіння. Але головна заслуга Вільяма Гершеля полягає у його дослідженні загальної будови зоряного світу.

Завдання було важким. На той час (кінець ХУІІІ ст.) ні до однієї із зірок не була відома відстань. Довелося тому запровадити низку припущень, що спрощують. Так, Гершель припустив, що це зірки розподілені у просторі поступово. Там же, де спостерігаються згущення зірок, у тому напрямку зіркова система має більшу протяжність. Довелося також припустити, що це зірки випромінюють однакову кількість світла, які видима зоряна величина залежить лише від відстані. І нарешті світовий простір Гершель вважав абсолютно прозорим. Всі ці три припущення були, як ми тепер знаємо, помилковими, але нічого кращого за часів Гершеля вигадати було неможливо. На зоряному небі Гершель виділив 1083 майданчики і кожному з них підраховував число зірок цієї зіркової величини. Припустивши потім, що найяскравіші зірки найбільш близькі до Землі, Гершель прийняв їхню відстань від Землі за одиницю і цих відносних масштабах побудував схему нашої зіркової системи. При цьому Гершель вважав, що його телескопи дозволяють бачити найдальші зірки Галактики.

Схема будови Галактики за Гершелем була, звичайно, далекою від дійсності. Виходило, що діаметр Галактики дорівнює 5800 св. рокам, а її товщина 11ОО св. років, причому Сонячна система знаходиться неподалік галактичного центру. Хоча в цій роботі дійсні розміри нашої зіркової системи зменшено принаймні в 15 разів і положення Сонця оцінено неправильно, не слід зменшувати значення відкриття Гершеля. Саме він уперше досвідченим шляхом довів структурність зіркового Всесвіту, спростувавши популярні на той час погляди про рівномірний розподіл зірок у нескінченному просторі.

Наступний, дуже важливий внесок у вивчення Галактики зробили російські вчені. Вихованець Дерптського (Тартуського) університету Василь Якович Струве був першим астрономом, який у 1837 р. виміряв відстань до зірок. За його вимірами відстань до Веги дорівнює 26 св. років, що дуже близько до сучасних результатів. Незалежно від Струве у 1838р. Ф. Бессель (1784-1846) виміряв відстань до зірки 61 Лебедя (11,1 св. років), а потім Т Гендерсон (1798-1844) в 1839р. 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).

Народження Всесвіту

Глава 2. Будова Галактики. Види Галактик

Маленький Всесвіт став колосальним, і все стало однорідним. Але як бути з галактиками? Виявилося, що під час експоненційного розширення Всесвіту маленькі квантові флуктуації, що існують завжди, розтягувалися до колосальних розмірів і перетворювалися на галактики. Відповідно до інфляційної теорії, галактики - результат квантових флуктуацій, тобто. посилений і замерзлий квантовий шум.

Вперше на цю разючу можливість вказали співробітники ФІАН В'ячеслав Федорович Муханов та Геннадій Васильович Чибісов у роботі, заснованій на моделі, запропонованій у 1979р. членом-кореспондентом Академії наук Олексієм Олександровичем Старобінським. Ця модель, по суті, була першою версією інфляційної космології.

Зірки, що оточують Сонце, і саме Сонце складають малу частину гігантського скупчення зірок і туманностей, яку називають Галактикою. Галактика має досить складну структуру. Істотна частина зірок у Галактиці знаходиться у гігантському диску діаметром приблизно 100 тис. та товщиною близько 1500 світлових років. У цьому диску налічується понад сотню мільярдів зірок різних видів. Наше Сонце – одна з таких зірок, що знаходяться на периферії Галактики поблизу її екваторіальної площини.

Зірки та туманності в межах Галактики рухаються досить складним чином: вони беруть участь у обертанні Галактики навколо осі, перпендикулярної до її екваторіальної площини. Різні ділянки галактики мають різні періоди обертання.

Зірки віддалені друг від друга великі відстані і майже ізольовані друг від друга. Вони мало зіштовхуються, хоча рух кожної їх визначається полем сили тяжіння, створюваним усіма зірками Галактики.

Астрономи останні кілька десятиліть вивчають інші зіркові системи, схожі на нашу. Це дуже важливі дослідження в астрономії. За цей час позагалактична астрономія досягла разючих успіхів.

Число зірок у Галактиці порядку трильйона. Найчисленніші з них - карлики з масами, приблизно в 10 разів меншими від маси Сонця. До складу Галактики входять подвійні та кратні зірки, а також групи зірок, пов'язаних силами тяжіння і які рухаються у просторі як єдине ціле, - зоряні скупчення. Існують розсіяні зоряні скупчення, наприклад, Плеяди в сузір'ї Тельця. Такі скупчення немає правильної форми; нині їх відомо понад тисячу.

Спостерігаються кульові зоряні скупчення. Якщо в розсіяних скупченнях містяться сотні або тисячі зірок, то в кульових сотні тисяч. Сили тяжіння утримують зірки у таких скупченнях мільярди років.

У різних сузір'ях виявляються туманні плями, які складаються в основному з газу та пилу, – це туманності. Вони бувають неправильної, клапчастої форми - дифузні, і правильної форми, що нагадують на вигляд планети, - планетарні.

Існують ще світлі дифузні туманності, наприклад, Крабоподібна туманність, названа за незвичайну сітку з ажурних газових волокон. Це джерело як оптичного випромінювання, а й радіовипромінювання, рентгенівських і гамма-квантов. У центрі крабовидної туманності знаходиться джерело імпульсного електромагнітного випромінювання - пульсар, у якого вперше були виявлені поряд з пульсаціями радіовипромінювання оптичні пульсації блиску і пульсації рентгенівського випромінювання. Пульсар, що володіє потужним змінним магнітним полем, прискорює електрони та викликає свічення туманності у різних ділянках спектра електромагнітних хвиль.

Простір у Галактиці заповнений скрізь - розрідженим міжзоряним газом та міжзоряним пилом. У міжзоряному просторі існують і різні поля - гравітаційне та магнітне. Пронизують міжзоряний простір космічні промені, що є потоками електрично заряджених частинок, які під час руху на магнітних полях розігналися до швидкостей, близьких до швидкості світла, і придбали величезну енергію.

Галактику можна представити у вигляді диска з ядром у центрі та величезними спіральними гілками, що містять в основному найбільш гарячі та яскраві зірки та масивні газові хмари. Диск із спіральними гілками утворює основу плоскої підсистеми Галактики. А об'єкти, що концентруються до ядра Галактики і лише частково проникають у диск, належать до сферичної підсистеми. Сама Галактика обертається довкола своєї центральної області. У центрі Галактики зосереджена лише невелика частина зірок. Сонце знаходиться на такій відстані від центру Галактики, де максимальна лінійна швидкість зірок. Сонце та найближчі до нього зірки рухаються навколо центру Галактики зі швидкістю 250 км/с, роблячи повний оборот приблизно за 290 млн. років.

За зовнішнім виглядом галактики умовно поділяються на три типи: еліптичні, спіральні та неправильні. Просторова форма еліптичних галактик – еліпсоїди з різним ступенем стиснення. Серед них зустрічаються гігантські та карликові. Майже чверть усіх вивчених галактик належить до еліптичних. Це найпростіші за структурою галактики - розподіл зірок у них рівномірно зменшується від центру, пилу та газу майже немає. У них найяскравіші зірки – червоні гіганти.

Спіральні галактики – найчисленніший вид. До нього відноситься наша Галактика та Туманність Андромеди, віддалена від нас приблизно на 2,5 млн світлових років.

Неправильні галактики немає центральних ядер, у тому будову поки що не виявлено закономірності. Це Велика і Мала Магелланові хмари, які є супутниками нашої Галактики. Вони знаходяться від нас на відстані в півтора рази більшому за діаметр Галактики. Магелланові хмари значно менше нашої Галактики за масою та розмірами.

Існують і взаємодіючі галактики. Вони зазвичай знаходяться на невеликих відстанях один від одного, пов'язані «мостами» з матерії, що світиться, іноді як би пронизують одна одну.

Деякі галактики мають виключно потужне радіовипромінювання, що перевершує видиме випромінювання. Це – радіогалактики.

У 1963р. розпочалися відкриття зіркоподібних джерел радіовипромінювання – квазарів. Нині їх відкрито понад тисячу.

Астрономія як наука

Галактики стали предметом космогонічних досліджень із 20-х років ХХ століття, коли було надійно встановлено їх справжня природа і виявилося, що це туманності, тобто. не хмари газу та пилу, що знаходяться неподалік від нас.

Астрономічна карта

Галактики стали предметом космогонічних досліджень з 20-х років нашого століття, коли була надійно встановлена ​​їх дійсна природа і виявилося, що це не туманності, тобто не хмари газу і пилу, що знаходяться недалеко від нас.

Галактики

Нашу галактику називають просто Галактикою. Вона має середні розміри і складається приблизно з 150? 200 млрд зірок, включаючи Чумацький шлях (давня назва смуги зірок на небі, що відзначають площину нашої Галактики).

Зірки та їх еволюція

Зірки поділяються на кілька спектральних класів. Сучасна система розроблена в Гарвардській обсерваторії і має алфавітний порядок: найгарячіші зірки належать до класу А, за яким йдуть класи В, С, D і так далі.

Чумацький шлях

Більшість небесних тіл об'єднуються в різні системи, що обертаються. Так, Місяць обертається навколо Землі, супутники планет-гігантів утворюють свої, багаті на тіла, системи. На вищому рівні...

Огляд конструкцій радіаційних екранів космічних обсерваторій

Основним елементом радіаційного екрану, що забезпечує форму і розміри зони, що захищається, а також розкриття і необхідні частоти власних коливань, є підтримуюча структура...

Опис експериментальних стендів СВС-2 та Т-131Б для моделювання умов польоту.

Основним видом випробувань СВС-2 є визначення дросельних характеристик ВЗ (~70%). Інший вид (~20%) - це вивчення оптичними та іншими методами картини обтікання носової частини фюзеляжу з визначенням полів течії.

Походження Всесвіту

Навколишні сонці зірки і саме сонце складають малу частину гігантського скупчення зірок і туманностей, яку називають Галактикою. Галактика має досить складну структуру.

Розміри та структура нашої Галактики

Обертання зірок Галактики не підпорядковується і закону Ньютона. Цей незрозумілий факт спричинив нові дивовижні відкриття, пов'язані з поняттям темної матерії. Наше Сонце розташоване між спіральними рукавами Стрільця та Персея.

Народження Всесвіту

Маленький Всесвіт став колосальним, і все стало однорідним. Але як бути з галактиками? Виявилося, що в ході експоненційного розширення Всесвіту маленькі квантові флуктуації, що існують завжди...

Галактика - це скупчення зірок обсягом, має форму лінзи. Більшість зірок концентрується в площині симетрії цього обсягу (галактичної площини), менша частина концентрується у сферичному обсязі (ядрі галактики).

Чорні діри

А) Надмасивні чорні діри Розрослі дуже масивні чорні діри, за сучасними уявленнями, утворюють ядра більшості галактик. До них входить і масивна чорна діра в ядрі нашої галактики - Стрілець A*...