Наша галактика 3 (стр. 1 из 3)

«НАША ГАЛАКТИКА»

1.М олочний Шлях і структура Галактики. Вже до початку нашого століття було відоме, що ті зірки, що спостерігаються неозброєним чи оком у телескоп, утворять у просторі сплюснений зоряний диск величезного розміру. Ми знаходимося усередині цього диска і тому поблизу його площини бачимо дуже багато далеких зірок. Сукупність цих зірок зливається для нас у світну смугу Молочного Шляху. Раніш думали, що Сонце розташоване поблизу центра зоряної системи — Галактики, тому що яскравість Млечного Шляху приблизно однакова у всіх напрямках, хоча в ньому й існують окремі більш яскраві ділянки. Зараз ми знаємо, що світло самої яскравої центральної області Галактики сильно послабляється через поглинання міжзоряним пилом. Лише спостереження в інфрачервоних променях, що випробують менше поглинання, дозволили «побачити» найбільш щільну центральну область нашої Галактики. Вона розташована в сузір'ї Стрільця.

Ця центральна, найбільш компактна область Галактики називається її зоряним ядром. Сонце розташоване дуже далеко від ядра Галактики — на відстані 25— 30 тис. світлового років (8—10 кпк) — поблизу площини симетрії зоряного диска, товщина якого складає кілька тисяч світлового років. Ядро знаходиться в центрі зоряного, диска Галактики.

Частина зірок нашої Галактики не входить до складу диска, а утворить сферичну складову (мал.1). Ці зірки концентруються не до площини диска, до ядра Галактики. Диск і сферична складова — основні елементи структури нашої Галактики.

Повне число зірок у Галактиці можна оцінити тільки орієнтовно. Воно складає кілька сотень мільярдів. Лише незначна частка всіх цих зірок доступна спостереженням навіть за допомогою найбільших телескопів.

Галактика — це величезний зоряний острів, діаметр якого перевищує 100000 св. років, що поєднує багато мільярдів усіляких зірок. Крім зірок, у Галактиці міститься багато тіл невеликої маси (наприклад, планет) і дуже неоднорідна по щільності міжзоряне середовище (розріджений газ, пил, космічні промені). Незважаючи на велику масу. Дуже розріджена система: відстані між сусідніми зірками, як правило, виміряються світловими роками.

2.Зоряні скупчення. Добре відомо, що зірки нерівномірно розподілені по небу. Наприклад, поблизу Млечного Шляху слабкі зірки зустрічаються помітно частіше, ніж удалині від нього. Це не удаваний ефект. Зірки дійсно нерівномірно заповнюють простір. Найбільше наочно це виявляється в існуванні груп з великого числа зірок, називаних зоряними скупченнями.

Прикладом зоряних скупчень, добре видимих неозброєним оком, є скупчення Плеяди і Гиады (обоє в сузір'ї Тельця). У Плеядах нормальне око бачить 5—7 слабких зірочок, що розташовуються у виді маленького ковшика (по цьому скупченню зручно перевіряти гостроту зору). У телескоп у Плеядах помітні сотні зірок (мал. 2). Гиады — скупчення не настільки компактне, як Плеяди, але воно містить більш яскраві зірки. Поруч з Гиадами — червонуватий Альдебаран — ярчайшая зірка в сузір'ї Тельця.

Неозброєним оком на небі помітно усього кілька скупчень. Але в телескоп їх можна бачити сотні. Спостереження показали, що зоряний склад скупчень різний. Вимірюючи температуру і світність зірок скупчень і звіряючи їхнє положення на діаграмі Герцшпрунга - Рессела з теорією зоряної еволюції, вдається оцінити вік скупчень. Виявилося, що деякі скупчення складаються з порівняно молодих, деякі — зі старих зірок. Зірки усередині скупчення мають близький вік і, отже, зв'язані загальним походженням.

Спостерігається два типи скупчень — розсіяні і кульові. Розсіяні скупчення містять десятки, сотні, а найбільш великі — тисячі зірок і виглядають у телескоп блискаючою розсипом. Плеяди і Гиады відносяться до цього типу. Серед розсіяних скупчень зустрічаються як порівняно старі, з віком у кілька мільярдів років, так і дуже молоді, у яких ще збереглися багато блакитних гарячих зірок високої світності. Ці зірки значно массивнее Сонця, і тому (як ми вже знаємо) тривалість життя в них більш коротка, чим у зірок інших типів. Існування в розсіяних скупченнях таких зірок говорить про те, що утворення скупчень продовжується й у наш час. Порівняно молодим скупченням є Плеяди: його вік близько 108 років.

Розсіяні скупчення можна знайти не в будь-якій частині неба. Майже усі вони спостерігаються поблизу Млечного Шляху. Саме там, поблизу площини диска Галактики, найбільше активно відбувається утворення зірок.

Кульові скупчення по розмірі, як правило, більше розсіяних і містять сотні тисяч зірок. Усі вони дуже далекі від нас. Лише одне-два можна помітити неозброєним чи оком у бінокль, але навіть вони через величезну відстань видні як малюсінькі світні цятки. На фотографіях кульові скупчення звичайно виглядають як цілий рій величезного числа зірок (мал. 3). Здається, що в центрі скупчення зірки зливаються в суцільну світлу масу. Але насправді навіть там між зірками досить багато вільного простору, щоб вони рухалися, не зіштовхуючись один з одним. На відміну від розсіяних скупчень, у кульових ми не спостерігаємо молодих зірок. Це дуже старі зоряні системи. Їхній вік важко точно оцінити. Ґрунтуючись на теорії зоряної еволюції, вчені одержують оцінки віку найбільш старих скупчень у 13—18 млрд. років.

Усього в нашій Галактиці відомо близько 150 кульових скупчень. На відміну від розсіяних зоряних скупчень, кульові скупчення слабко концентруються до смуги Млечного Шляху. Зате практично усі вони спостерігаються в одній половині неба, у центрі якої знаходиться сузір'я Стрільця. Така особливість розподілу відбиває структуру нашої зоряної системи — Галактики: у сузір'ї Стрільця знаходиться її центр. Кульові скупчення, на відміну від розсіяних, відносяться до сферичної складової Галактики.

1.Тангенціальні і променеві швидкості зірок. Зірки в Галактиці безупинно рухаються. Якби вони хоч на мить зупинилися, то через взаємне притягання почали б падати до центра Галактики. Швидкості, з якими рухаються зірки, складають десятки і сотні кілометрів у секунду, але через великі відстані до зірок знайти їхній відносний рух по небу дуже складно.

Про рух небесного тіла в космічному просторі можна довідатися двома способами.

Перший спосіб — спостереження за переміщенням джерела на тлі дуже далеких зірок. Він дає оцінку не повної швидкості об'єкта, а проекції вектора швидкості на площину, перпендикулярну лучу зору (мал.4). Цю складову називають тангенціальною швидкістю Vt . Її можна вимірити лише для порівняно близьких зірок по повільній зміні їхнього положення на небі.

Перший каталог, у якому були приведені відносні положення яскравих зірок, був складений ще в II в. до н.е. давньогрецьким ученим Гиппархом. Цим каталогом користався Клавдій Птолемей — автор геоцентричної системи світу. На початку XVIII в. англійський астроном Эдмонд Галлей порівняв спостерігалися в його час положення зірок з тими, котрі минулого приведені в Птолемея. Для декількох яскравих зірок він знайшов помітне переміщення щодо інших. Так уперше було доведено, що зірки рухаються.

Щоб вимірити тангенціальну швидкість якої-небудь зірки, за допомогою спеціальних вимірювальних приладів порівнюють фотографії того самого ділянки неба, зроблені на тому самому телескопі з проміжком часу в кілька років чи десятиліть. За цей проміжок часу близькі зірки злегка зміщаються на тлі слабких, більш далеких, практично нерухомих для спостерігача зірок. Такий зсув дуже мале і лише в деяких зірок перевищує одну кутову секунду в рік.

Знаючи відстань до зірки, легко по кутовому зсуві знайти її тангенціальну швидкість Vt .. Нехай, наприклад, зірка, відстань D до який 30 св. років, чи близько 3* 10­­­­ 17 м, переміщається на кут a=0,2" у рік. Отже, її зсув за рік дорівнює відрізку довжиною D * sina =3* 1011 м. Виходить, тангенціальна швидкість складає 3* 1011 м у рік, чи близько 10 км/с.

Другий спосіб оцінки швидкості зірок заснований на вимірі зсуву ліній у їхніх спектрах, обумовленого ефектом Доплера. Цей спосіб дозволяє знайти проекцію вектора швидкості зірки на промінь зору, чи променеву швидкість зірки Vr (мал. 4).

Повна швидкість зірки обчислюється через тангенціальну Vt і променеву Vr по теоремі Пифагора: . Виміру показали, що більшість зірок, порівняно близьких до Сонця, рухається щодо нього зі швидкостями, що не перевищують 30 км/с.

Через рух зірок вид зоряного неба згодом повинний мінятися. Одні зірки наближаються до нас і в майбутньому стануть більш яскравими, інші назавжди віддаляються від Сонячної системи. Змінюється і їхнє положення на небі. Але цей процес відбувається настільки повільно, що потрібні багато сотень років, щоб переміщення навіть найближчих зірок стало помітним на око.

2.Обертання Галактики. Коли були обмірювані швидкості руху великого числа зірок — як близьких, так і далеких від Сонця,— з'ясувалася загальна картина їхнього руху. Виявилося, що зірки галактичного диска звертаються навколо ядра Галактики в ту саму сторону по орбітах, близьким до кругового. Швидкість їхнього руху навколо ядра в околиці Сонця складає майже 250 км/с. Разом з ними рухається і Сонце. Розділивши довжину окружності радіусом, рівним відстані до центра Галактики, на швидкість, легко знайти, що повний період звертання Сонця в Галактиці складає приблизно 200 млн. років.


Знаючи швидкість звертання і радіус кругової орбіти, можна обчислити масу внутрішньої частини Галактики, використовуючи формулу для колової швидкості :


Підставляючи відомі нам числові значення V=2.5* 105 м/с,R=3* 1020 м і G=6,7* 1011 Н* м2 /кг­ 2 , одержуємо, що M=2,8* 1041 кг, чи близько 140 млрд. мас Сонця. Таку масу має вся речовина Галактики, що знаходиться ближче до її центра, чим Сонце.


Copyright © MirZnanii.com 2015-2018. All rigths reserved.