Астрономия 11 класс. Воронцов Вильяминов. Параграф 25. Наша галактика.
Млечный путь и галактика. Практически все объекты, которые видят на небе невооруженным глазом жители средних широт северного полушария Земли, составляют единую систему небесных тел, главным образом звезд нашу галактику. Из числа этих объектов в состав галактики не входит лишь слабозаметное туманное пятно, видимое в созвездии Андромеды и напоминающее по форме пламя свечи туманность Андромеды.
Характерной деталью звездного неба является Млечный Путь, в котором уже первые наблюдения с помощью телескопа позволили различить множество слабых звезд нашей галактики. Как вы можете сами убедиться, в любую ясную безлунную ночь он простирается через все небо светлой, белесоватой полоской клочковатой формы. Идея о том, что Вселенная имеет островную структуру, неоднократно высказывалась. в прошлом. Однако лишь в конце XVIII века Гершель предложил первую модель строения нашей галактики.
На основе подсчетов звезд в различных участках неба он установил, что их число по мере удаления от Млечного Пути резко убывает. По его расчетам, слабые звезды Млечного Пути вместе с остальными, более яркими образуют единую звездную систему, напоминающую по форме диск, конечных размеров, диаметр которого более чем в 4 раза превышает его толщину. Окончательное открытие нашей галактики связано с обнаружением в 1923 году в туманности Андромеды нескольких цефеид.
Наблюдение цефеид позволило определить расстояние до нее и окончательно убедило ученых, что это не просто туманность, а другая. подобная нашей звездной системы. Название галактика было дано всем туманностям, находящимся за пределами нашей галактики.
Согласно современным данным, галактика Андромеды находится от нас на расстоянии немногим более двух миллионов световых лет. Успехи в исследовании нашей галактики в значительной степени связаны с изучением туманности Андромеды и других галактик. Их сравнение с галактикой позволило выявить многие черты ее строения. В частности, поскольку характеристики и число звезд, размеры и некоторые другие особенности строений нашей галактики оказались сходными с данными, полученными для туманности Андромеды, естественно было предположить, что так же, как и эта галактика, наши имеют спиральные рукава.
В последующем целенаправленные исследования подтвердили этот факт. Наше знание о размерах в составе и структуре галактики получено в основном за последние десятилетия, благодаря использованию больших телескопов, которые позволили изучать слабые звезды и другие далекие объекты. Было определено, что в ее структуре прослеживается ядро и окружающие его две системы звезд дискообразная и почти сферическая галактическая корона галу.
Первая включает значительное число звезд, концентрация которых возрастает по мере приближения к галактической плоскости. Менее многочисленные звезды второй имеют концентрацию к ядру. Млечный путь, который образуют звезды диска, опоясывает небо вдоль большого круга, а это означает, что Солнечная система находится вблизи галактической плоскости. Диаметр нашей галактики около 100 000 световых лет. В ней около 200 миллиардов звезд.
Они составляют более половины видимого вещества галактики, а 2% межзвездное вещество в виде газа и пыли, при этом пыли примерно в 100 раз меньше, чем газа. Исследования галактики, проведенные во второй половине XX века, позволили также выявить взаимосвязи звезд и межзвездного вещества, свидетельствующие о процессах эволюции. которые происходят в этой системе на протяжении миллионов и миллиардов лет. После того, как выяснилось, что источником энергии звезд являются термоядерные реакции превращения водорода в гелий, стали возможными расчеты сроков их существования. Вычисления показали, что запасов водорода у наиболее ярких звезд хватит не более, чем на несколько десятков миллионов лет.
Оказалось, что в галактике со существуют как очень старые звезды, возраст которых приблизительно 13 миллиардов лет, так и очень молодые, возраст которых не превышает 100 тысяч лет. Стало очевидно, что образование звезд должно происходить постоянно. А эволюцию галактики, по сути дела... Можно считать историей происходящего в ней процесса звездообразования.
Звездные скопления и ассоциации. Как вы уже знаете, число одиночных звезд меньше, чем звезд, составляющих двойные и кратные системы. Кроме того, в галактике существуют различные по численности объектов и по своей форме скопления звезд. Звездные скопления это группа звезд, которые расположены близко друг к другу и связаны взаимным тяготением. Различаются два вида звездных скоплений шаровые и рассеянные.
В рассеянных скоплениях звезд относительно немного от нескольких десятков до нескольких тысяч. Самым известным рассеянным скоплением являются плеяды, видимые в созвездии Тельца. В том же созвездии находится еще одно скопление Геады треугольник из слабых звезд вблизи яркого Альдебарана.
Часть звезд, относящихся к созвездию Большой Медведицы, также составляет рассеянные скопления. Практически все скопления этого типа видны вблизи Млечного Пути. Известно около 1200 рассеянных скоплений, но считается, что их в Галактике может быть в несколько десятков раз больше. Шаровые звездные скопления насчитывают в своем составе сотни тысяч и даже миллионы звезд.
Некоторые скопления, в частности М13, созвездия Геркулеса, можно увидеть невооруженным глазом в особо ясную погоду вдали от крупных городов. Шаровые скопления распределяются в галактике по-иному. Большая часть расположена вблизи ее центра, а по мере удаления от него их концентрация в пространстве уменьшается. В галактике известно около 150 шаровых звездных скоплений.
Различия двух типов скоплений касаются также их звездного населения. В состав рассеянных скоплений входят в основном звезды, относящиеся, как и Солнце, главной последовательности. В шаровых очень много красных гигантов и субгигантов. Главную последовательность представляют только самые маломассивные звезды красные карлики.
Звездные скопления явились такими объектами, при изучении которых астрономы получили редкостную возможность осуществить своеобразный эксперимент. При проведении научных исследований задача нередко заключается в том, изменяя какой-то один параметр, например, температуру, и оставляя все остальные неизменными, изучить, как этот параметр влияет на характер наблюдаемого явления. Для всех звезд данного скопления последние две из трех основных характеристик звезд массы, химического состава и возраста Можно в первом приближении считать одинаковыми.
Очевидно, что эти звезды не случайно оказались в одном месте, а скорее всего когда-то образовались все вместе из одного и того же вещества. Следовательно, наблюдаемое различие их свойств определяется только тем, что эволюция звезд, различных по массе, происходит по-разному. Это намного облегчает задачу сравнения выводов теории внутреннего строения.
И эволюция звезд с результатами наблюдений. Оказалось, что среди хорошо изученных звездных скоплений, их около 500, нет ни одного, для которого диаграмма спектра светимость противоречила бы выводам теории звездной эволюции. Таким образом, различия скоплений двух видов объясняются согласно современным представлениям различиям возраста звезд, входящих в их состав, а следовательно, и возраста самих скоплений.
Расчеты показали, что возраст многих рассеянных скоплений не более 1-2 миллиардов лет, в то время как возраст шаровых скоплений значительно больше и может достигать 11-13 миллиардов лет. Группировки наиболее молодых звезд, не связанных гравитационно, получили название звездных ассоциаций. Возраст некоторых из них не превышает миллиона лет.
Ассоциации существуют недолго, по космическим меркам, всего за 10... 20 миллионов лет они расширяются настолько, что их звезды уже невозможно выделить среди других звезд. Существование в галактике звездных скоплений и ассоциации самого различного возраста свидетельствуют о том, что звезды формируются не в одиночку, а группами, а сам процесс.
Процесс звездообразования продолжается и в настоящее время. Межзвездная среда, газ и пыль. Межзвездное вещество распределено в объеме галактики весьма неравномерно. Основная масса газа и пыли сосредоточена в слое небольшой толщины, вблизи плоскости Млечного Пути.
Местами это вещество сгущается в огромные, диаметром сотни световых лет облака. которые загораживают от нас расположенные за ними звезды. Именно такие облака наблюдаются как темные промежутки в Млечном Пути, которые долгое время считались областями, где звезд нет, а поэтому через них можно заглянуть за пределы Млечного Пути. Самое большое и близкое к нам облако вызывает хорошо заметное раздвоение Млечного Пути, которое протянулось от созвездия Орла до созвездия Скорпиона.
Оно показано на картах звездного неба. Свет звезд рассеивает и поглощает космическая пыль, частицы которой по своим размерам сравнимы с длиной световой волны. Частицы такого размера сильнее поглощают более коротковолновые золочения в сине-фиолетовой части спектра.
В длинноволновой, красной, ее части поглощения слабее. Поэтому наряду с ослаблением света далеких объектов наблюдаются... их покраснение. Пылинки имеют различный химический состав графит, силикат и лед и тому подобное, и довольно вытянутую форму.
В облаках газовая концентрация составляет всего несколько десятков атомов на кубический сантиметр. В пространстве между облаками она, по крайней мере, в сто раз меньше, чем в облаках. Масса пыли составляет всего несколько процентов массы межзвездного вещества, состоящего в основном из атомов. из молекулярного водорода с небольшими примесями других газов.
Но даже столь малое содержание пыли при тех огромных расстояниях, которые проходит свет от далеких звезд, вызывает его значительное ослабление. В среднем оно составляет полторы звездной величины, а в облаках может достигать тысяч звездных величин. Сквозь такую завесу излучение в оптическом диапазоне практически не проникает, что в частности лишает нас возможности увидеть ядро галактики. которое можно изучать, только принимая его инфракрасное и радиоизлучение.
Таким образом, межзвездное поглощение света значительно осложняет изучение структуры галактики и расположение в ней звезд. Вторая сложность заключается в том, что более половины межзвездного вещества в галактике составляет нейтральный водород, который не светится сам и не поглощает свет. Сведения о его распределении в галактике были получены благодаря радиоастрономическим исследованиям, при которых удалось использовать особенности строения атома водорода. Оказалось, что основной уровень энергии этого атома имеет два подуровня.
При переходе с одного из них на другой происходит испускание кванта с частотой, соответствующей длине волны 21 см. В каждом отдельном атоме... Такой переход происходит в среднем один раз за 11 миллионов лет.
Но благодаря тому, что водород составляет основную массу вещества галактики, радиоизлучение на волне 21 см оказывается достаточно интенсивным. Именно по радиоизлучению водорода были выявлены спиральные ветви, вдоль которых он сконцентрирован. Спиральная структура в галактическом диске прослеживается, хотя и не так надежно, по другим объектам. горячим звездам классов О и В, а также светлым туманностям. Солнце находится почти посередине между двумя спиральными ветвями, удаленными от него примерно на 3000 световых лет.
Они названы по имени созвездий, в которых заметны их участки рукав Стрельца и рукав Персея. По современному представлению спиральные ветви являются волнами плотности. Причем движутся они вокруг центра галактики с постоянной угловой скоростью, независимо от звезд и других объектов. Природу спиральных ветвей удалось выяснить, изучая не только нашу, но и другие исходные с ней галактики, о которых будет рассказано далее. Физические условия в межзвездной среде весьма разнообразны.
Поэтому даже исходные по своей природе и близкие по составу газопылевые облака выглядят по-разному. Они могут наблюдаться как темные туманности, например, весьма примечательная по форме конская голова в созвездии Ориона. Иной вид приобретает облако, если поблизости от него находится достаточно яркая горячая звезда.
Пыль, входящая в состав облака, отражает свет этой звезды, и облако выглядит как световая туманность. который совпадает со спектром звезды. Очень горячие звезды с температурой 20 000-30 000 К, которые обладают значительным ультрафиолетовым излучением, вызывают видимое флуоресцентное свечение газов, входящих в состав облака. В спектре таких облаков, которые получили название диффузных газовых туманностей, наблюдаются яркие линии водорода, кислорода и других элементов. Типичным объектом является большая туманность Ориона, которую можно видеть в хорошем бинокль.
Плотность этих туманностей очень мала порядка 10 в минус 18, 10 в минус 20 кг на метр кубический. Тем самым астрофизика обеспечивает возможность изучать поведение газа в таких условиях, которые пока не осуществимы в земных лабораториях. В спектрах столь разреженных газов Появляются линии излучения, которые ранее никогда не удавалось наблюдать.
Две яркие зеленые линии спектра туманностей довольно долго приписывались гипотетическому, существующему только в туманностях элементу, который по аналогии с гелием стали называть небулием. Впоследствии выяснилось, что эти линии принадлежат атому кислорода, потерявшему два электрона. На фоне светлых туманностей нередко бывают видны темные пятны и прожилки. Так выглядят наиболее плотные и холодные части межзвездного вещества, получившие название молекулярных облаков, которых в настоящее время известно несколько тысяч. Масса таких облаков может достигать миллиона массы Солнца, а диаметр 60 ПК.
Большая часть из них обнаружена только по радиозвучению. Именно в этих облаках, состоящих в основном из молекулярного водорода и гелия, происходит образование звезд. Как примесь в этих облаках присутствуют молекулы СО, СН3СО, СН3ОН, НН3 и многие другие. Пыль, относительно содержания которой в облаках невелико, делает их непрозрачными. Плотность молекулярных облаков в сотни раз больше плотности облаков атомарного водорода.
а температура их всего примерно 10 Кельвинов, минус 263 градуса по Цельсию. Именно в таких условиях гравитационные силы могут преодолеть газовое давление и вызвать неудержимое сжатие облака, его коллапс. Практически можно считать, что происходит свободное падение вещества. Возникающая при этом неоднородность отдельных частей облака приводит к тому, что оно распадается на отдельные фрагменты с мустки.
каждый из которых продолжает сжиматься. Этот процесс может повторяться до тех пор, пока не образуются фрагменты, которые вследствие высокой плотности будут непрозрачными для излучения, и вещество не сможет уносить выделяющееся тепло. Эти зародыши будущих звезд принято называть протозвездами.
В процессе превращения фрагмента облака в звезду происходит колоссальное изменение физических условий. Температура возрастает примерно в 1 миллион раз, а плотность увеличивается в 10-20 степени раз. Продолжительность всего процесса по космическим меркам невелика. Для такой звезды, как Солнце, она составляет несколько миллионов лет. Протозвезда еще не имеет термоядерных источников энергии, излучая за счет энергии, выделяющейся при сжатии.
На центральную, наиболее плотную часть протозвезды, продолжает падать окружающий ее газ. С ростом массы протозвезды растет температура в ее недрах, и когда она достигает нескольких миллионов кельвинов, начинаются термоядерные реакции. Сжатие прекращается, сила тяжести уравновешена внутренним давлением горячего газа, протозвезда превратилась в звезду. Согласно современным представлениям, рождающиеся звезды на определенном этапе проходят стадию звезды Кокона.
Протозвезды И очень молодые звезды обычно окружены газопылевой оболочкой из того вещества, которое еще не упало на звезду. Эта оболочка делает невозможным наблюдение рождающейся звезды в оптическом диапазоне. Однако сама оболочка разогревается излучением звезды до температуры 300-600 Кельвинов и является источником инфракрасного излучения.
Таких объектов к настоящему времени обнаружено уже более 250. Излучение звезды нагревает окружающую газовую оболочку и постепенно рассеивает ее полностью или только частично. Разлет остатков облака, разогретых родившимися в нем звездами, наблюдается в огромном комплексе облаков в Орионе. Этот очаг звездообразования является одним из ближайших к Земле и в мире.
наиболее заметным. Для других самые близкие области звезд образования находятся в темных областях созвездий Телеца и Змееносца. В отдельных случаях от оболочки кокона остаются газопылевые диски, частицы которых обращаются вокруг звезд.
Изображения таких объектов впервые получены с помощью космического телескопа Хаббл. Вероятность вещества одного из таких дисков, который образовался вместе с будущим Солнцем. Около 5 миллиардов лет тому назад сформировалась наша Земля и все другие тела Солнечной системы.
Иная форма взаимосвязи звезд и межзвездного вещества наблюдается в туманностях, которые образуются на определенных этапах эволюции звезд. К их числу относятся планетарные туманности, которые были названы так, поскольку в слабый телескоп они выглядят как диски далеких планет, Урана и Нептуна. Это внешние слои звезд. отделившиеся от них при сжатии ядра и превращении звезды в белого карлика.
Эти оболочки расширяются в течение нескольких десятков тысяч лет, рассеиваются в космическом пространстве. Туманности другого типа образуются при взрывах сверхновых звезд. Самая известная из них крабовидная туманность в созвездии Телеца.
Она появилась как результат вспышки сверхновых в 1054 году. На этом месте, в настоящее время, внутри туманности, наблюдается пульсар. Сама ажурная, состоящая из множества волокон оболочка сверхновой, расширяется со скоростью свыше 1000 км в секунду.
Взаимодействие таких оболочек с межзвездной средой приводит к появлению туманности самой причудливой формы. Состав вещества, теряемого звездами, отличается от первичного состава межзвездной среды. В процессе термоядерных реакций в недрах звезд происходит образование многих химических элементов, а во время вспышек сверхновой образуются даже ядра тяжелее железа. Потерянный звездами газ с повышенным содержанием тяжелых химических элементов меняет состав межзвездного вещества, из которого впоследствии образуются звезды. Химический состав звезд второго поколения, в числу которых принадлежит, вероятно, и наше Солнце, Несколько отличается от состава старых звезд, образовавшихся ранее.
В настоящее время объекты, имеющие разный возраст, по их распределению в пространство принято разделять на ряд подсистем, образующих единую звездную систему галактику. Наиболее четко выделяются две плоскодиск и сферическая галла. Их расположение представлено на схеме, показывающей структуру галактики в плоскости, перпендикулярно плоскости Млечного Пути.
Указаны корона, которая окружает эти подсистемы, центральная область галактики, получившая название «балдж», и ее ядро, которое находится в направлении созвездий Стрельца, а также отмечено положение Солнца. Центр галактики, область радиусом примерно 1 кПк, является не просто геометрическим центром нашей звездной системы, а представляет собой одну из наиболее интересных ее составных частей, которая по своим характеристикам существенно отличается от всех остальных. Особая роль ядра в любой звездной системе стала очевидной в ходе исследований других галактик. К сожалению, изучение ядра нашей галактики значительно затруднено, поскольку оно скрыто от нас мощными газопылевыми облаками.
В центральных областях галактики наблюдается повышенная концентрация звезд. расстояние между которыми здесь в десятки и сотни раз меньше, чем в окрестностях Солнца. Так, в самой середине и в области радиусом всего 10 ПК сосредоточены сотни горячих звезд. Центральная часть в радиусе примерно 150 ПК, помимо большого количества звезд, заполнена ионизированным водородом.
Область размером 10 ПК, называемая ядром галактики, является источником радиоизлучения, внутри которого находятся красные гиганты и отдельные плотные газовые конденсации размером около 1 десятый ПК. Два других радиоисточника находятся дальше от центра галактики и представляют собой молекулярные облака, в которых идет бурный процесс звездообразования. По движению звезд вокруг центра галактики было установлено, что здесь в области размером немногим более Солнечной системы.
сосредоточена масса около 4 миллионов масс Солнца. Это означает, что здесь находится сверхмассивная черная дыра. Движение звезд в галактике, ее вращение.
Долгое время звезды не случайно считались неподвижными. Измеряя взаимное расположение звезд на небе, астрономы только в начале века, В начале XVIII века заметили, что положения некоторых ярких звезд Альдебарана, Арктура, Сириуса, относительно соседних слабых звезд изменились по сравнению с теми, которые были отмечены в древности. Смещение звезд, которое назвали собственным движением, было обнаружено раньше, чем удалось измерить их годичный параллакс. Собственным движением звезды называется, я видимо, угловое смещение за год по отношению к слабым далеким звездам.
Смещение звезд на небе в течение года невелико. Однако на протяжении десятков тысяч лет собственные движения звезд существенно сказываются на их положении, вследствие чего меняются привычные очертания созвездий. Скорости движения в пространстве у различных звезд отличаются довольно значительно. Самая быстрая из них, получившая название «летящая звезда» Барнарда, за год перемещается по небу на 10,8 секунд.
Это означает, что 0,5 градуса угловой диаметр Солнца и Луны. Она проходит менее чем за 200 лет. В настоящее время эта звезда, ее звездная величина 9,7, находится в созвездии Змееносца. Большинство из 300 тысяч звезд, собственное движение которых измерено, меняется в ее положении значительно медленнее.
Смещение составляет всего лишь сотую тысячную долю угловой секунды за год. В настоящее время... Собственные движения звезд определяют, сравнивая положение звезд на фотографиях данного участка звездного неба, полученных на одном и том же телескопе с промежутком времени в несколько лет или даже десятилетий. Но даже в этом случае смещение сравнительно близких звезд на фоне более далеких столь мало, что его можно определить только с помощью специальных микроскопов.
Скорость звезды в пространстве можно представить как векторную сумму двух компонентов. один из которых направлен по лучу зрения, другой перпендикулярно ему. Скорость по лучу зрения непосредственно определяется по эффекту Доплера смещению линии в спектре звезды.
Компонент скорости по направлению перпендикулярному лучу зрения можно вычислить только в том случае, если измерить собственное движение звезды и ее параллакс, то есть знать расстояние до нее. Пространственные скорости звезд относительно Солнца или Земли составляют, как правило, десятки километров в секунду. Изучение собственных движений лучевых скоростей показало, что Солнечная система движется относительно ближайших звезд со скоростью около 20 км в секунду в направлении созвездия Геркулеса.
Точка небесной сферы, куда направлена эта скорость, называется апексом Солнца. Анализ собственных движений лучевых скоростей звезд по всему небу показал, что они движутся вокруг центра галактики. Это движение звезд воспринимается как вращение нашей звездной системы, которая подчиняется определенной закономерности. Угловая скорость вращения убывает по мере удаления от центра, а линейная возрастает, достигая максимального значения на том расстоянии, на котором находится Солнце, а затем практически остается постоянной. Звезды, газ и другие объекты, составляющие галактический диск, движутся по орбитам, близким круговым.
Солнце вместе с ближайшими звездами обращается вокруг центра галактики со скоростью около 220 км в секунду, совершая один оборот примерно за 220 миллионов лет. Расстояние от Солнца до центра галактики составляет 23-28 тысяч световых лет. Скорость обращения Солнца практически совпадает со скоростью, с которой на данном расстоянии от центра галактики движется волна уплотнения, формирующая спиральные рукава. Эта область галактики получила название коротационной окружности, от английского cortation совместное вращение.
Оказавшиеся здесь Солнце и другие звезды находятся в привилегированном положении. Все остальные звезды периодически попадают внутрь спиральных рукавов, поскольку их линейные скорости не совпадают со скоростью обращения волны уплотнения вокруг центра галактики. Следовательно, наша планета и вся Солнечная система не испытывают на себе катастрофического влияния тех бурных процессов, которые происходят внутри спиральных рукавов. Стабильность условий, в которых возникла и миллиарды лет существует Солнечная система, может рассматриваться как один из важнейших факторов, обусловивших происхождение и развитие жизни на Земле.