Учебная работа № 1808. Строение галактики

1 Звезда2 Звезды3 Звезды4 Звезды5 Звезд (6 оценок, среднее: 4,67 из 5)
Загрузка...

Учебная работа № 1808. Строение галактики

Возможны ли полеты человека к другим звездам и другим галактикам?

Важнейшей особенностью небесных тел является их свойство объединяться в системы. Земля и её спутник Луна образуют систему из двух тел. Так как размеры Луны не так уж малы в сравнении с размерами Земли, то некоторые астрономы склонны рассматривать Землю и Луну как двойную систему Юпитер и Сатурн со своими спутниками примеры более богатых систем. Солнце, девять планет с их спутниками, множество малых планет, комет и метеоров образуют систему более высокого порядка Солнечную систему.

Не образуют ли систем и звезды?

Первое систематическое исследование этого вопроса выполнил во второй половине 18 века английский астроном Вильям Гершель. Он производил в разных областях неба подсчеты звёзд, наблюдаемых в поле зрения его телескопа. Оказалось, что на небе можно наметить большой круг, рассекающий все небо на две части и обладающий тем свойством, что при приближении к нему с любой стороны число звезд, видимых в поле зрения телескопа, неуклонно возрастает и на самом круге становится небольшим. Как раз вдоль этого круга, получившего название галактического экватора, стелется Млечный Путь, опоясывающая небо чуть светящаяся полоса, образованная сиянием слабых дальних звезд. Гершель правильно объяснил обнаруженное им явление тем, что наблюдаемые нами звезды образуют гигантскую звездную систему, которая сплюснута к галактическому экватору.

И все же, хотя вслед за Гершелем исследованием строения нашей звездной системы Галактики занимались известные астрономы В. Струве, Каптейн и другие, само представление л существовании Галактики как обособленной звездной системы являлось до тех пор, пока не были обнаружены объекты, находящиеся вне Галактики. Это произошло только в 20 годы нашего века, когда выяснилось, что спиралеобразные и некоторые другие туманности являются гигантскими звездными системами, находящимися на огромных расстояниях от нас и сравнимыми по строению и размерам с нашей Галактикой.

Выяснилось, что существует множество других звездных систем галактик, весьма разнообразных по форме и по составу, причем среди них имеются галактики, очень похожие на нашу. Это обстоятельство оказалось очень важным. Наше положение внутри Галактики, с одной стороны, облегчает её исследование, а с другой затрудняет, так как для изучения строения системы выгоднее её рассматривать не изнутри, а со стороны.

Форма Галактики напоминает круглый сильно сжатый диск. Как и диск, Галактика имеет плоскость симметрии, разделяющую её на две равные части и ось симметрии, проходящую через центр системы и перпендикулярную к плоскостям симметрии. Но у всякого диска есть точно обрисованная поверхность граница. У нашей звездной системы такой чётко очерченной границы нет, также как нет чёткой верхней границы у атмосферы Земли. В Галактике звёзды располагаются тем теснее, чем ближе данное место к плоскости симметрии Галактики и чем ближе оно к её плоскости симметрии. Наибольшая звёздная плотность в самом центре Галактики. Здесь на каждый кубический парсек приходится несколько тысяч звёзд, т.е. в центральных областях Галактики звёздная плотность во много раз больше, чем в окрестностях Солнца. При удалении от плоскости и оси симметрии звёздная плотность убывает, при чём при удалении от плоскости симметрии она убывает значительно быстрее. По этому если бы мы условились считать границей Галактики те места, где звёздная плотность уже очень мала и составляет одну звезду на 100 пс, то очерченное этой границей тело было бы сильно сжатым круглым диском. Если границей считать область, где звёздная плотность ещё меньше и составляет одну звезду на 10 000 пс, то снова очерченной границей тело будет диском примерно той же формы, но только больших размеров. По этому нельзя вполне определённо говорить о размерах Галактики. Если всётаки границами нашей звёздной системы считать места, где одна звезда приходится на 1 000 пс пространства, то диаметр Галактики приблизительно равен 30 000 пс, а её толщена 2 500 пс. Таким образом, Галактика действительно сильно сжатая система: её диаметр в 12 раз больше толщины.

Количество звёзд в Галактике огромно. По современным данным оно превосходит сто миллиардов, т.е. примерно в 25 раз превосходит число жителей нашей планеты.

Существование газа в пространстве между звёздами впервые было обнаружено по присутствию в спектрах звёзд линий поглощения, вызываемых межзвёздным кальцием и межзвёздным натрием. Эти кальций и натрий заполняют всё пространство между наблюдателем и звездой и со звездой непосредственно не связаны.

После кальция и натрия было установлено присутствие кислорода, калия,титана и других элементов, а также некоторых молекулярных соединений: циана, углеводорода и др.

Плотность межзвёздного газа можно определить по интенсивности его линий. Как и следовало ожидать, она оказалось очень малой. Плотность межзвёздного натрия, например, близ плоскости Галактики, где он наиболее плотен, соответствует одному атому на 10 000 см пространства. Долгое время не удавалось обнаружить межзвёздный водород, хотя в звёздах он самый обильный газ. Это объясняется особенностями физического строения атома водорода и характером поля излучения Галактики. Близ плоскости Галактики один атом водорода приходится на 23 см пространства. Это значит, что плоскость всей газовой материи около плоскости Галактики составляет 58 10 / 25 см, масса газа и других элементов ничтожно мала.

Распределён межзвёздный газ неравномерно, местами образуя облака с плотностью в десятки раз выше средней, а местами создавая разряжения. При удалении от плоскости Галактики средняя плотность межзвёздного газа быстро падает. Общая его масса в Галактике составляет 0,010,02 общей массы всех звёзд.

Звёзды горячие гиганты, излучающие большое количество ультрафиолетовых квантов, ионизируют вокруг себя межзвёздный водород в значительной области. Размер зоны ионизации в очень большой степени зависит от температуры и светимости звезды. Вне зон ионизации почти весь водород находится в нейтральном состоянии.

Таким образом, все пространство Галактики можно разделить на зоны ионизированного водорода и где водорода неионизирован. Датский астроном Стремгрен теоретически показал, что постепенного перехода от области , где водород практически весь ионизирован, к области, где он нейтрален, нет.

В настоящее время разработан метод определения закона вращения всей массы нейтрального водорода Галактики по совокупности профилей его эмиссионной линии 21 см. Можно полагать, что нейтральный водород в Галактике вращается так же или почти так же, как и сама Галактика. Тогда становится известным и закон вращения Галактики.

Этот метод в настоящее время дает наиболее надежные данные о законе вращения нашей звездной системы, т.е. данные о том, как изменяется угловая скорость вращения системы по мере удаления от центра Галактики к её окраинным областям.

Для центральных областей угловую скорость вращения пока определить не удается. Как видно, угловая скорость вращения Галактики убывает по мере удаления её от центра сначала быстро, а затем медленнее . На расстоянии 8 кпс. от центра угловая скорость равна 0, 0061 в год. Это соответствует периоду обращения 212 млн. лет. В районе Солнца( 10 кпс. от центра Галактики) угловая скорость равна 0, 0047 в год, причем период обращения 275 млн. лет. Обычно именно эту величину период обращения Солнца вместе с окрестными звездами около центра нашей звездной системы считают периодом вращения Галактики и называют галактическим годом. Но нужно понимать, что общего периода для Галактики нет, она вращается не как твердое тело. В районе Солнца скорость равна 220 км\с. Это значит, что в своём движении вокруг центра Галактики Солнце и окрестные звёзды пролетают в секунду 220 км.

Период вращения Галактики в районе Солнца равен приблизительно 275 млн. лет , а области , расположенные от центра Галактики дальше Солнца, совершают оборот медленнее: период вращения растет на 1 млн. лет при увеличении расстояния от центра Галактики приблизительно на 30 пс.

Кроме газа в пространстве между звездами имеются пылинки. Размеры их очень малы и располагаются они на значительных расстояниях друг от друга; среднее расстояние между пылинками соседями составляет около ста метров. Поэтому средняя плотность пылевой материи Галактики примерно в 100 раз меньше общей массы газа и в 5000 10 000 раз меньше общей массы всех звезд. Поэтому динамическая роль пыли в Галактике весьма незначительна. В Галактике пылевая материя сильнее поглощает голубые и синие лучи, чем желтые и красные.

В некотором отношении туман, в который погружена Галактика , существенно отличается от тумана, который мы наблюдаем на Земле. Отличие состоит в том, что вся масса пылевой материи имеет крайне неоднородную структуру. Она не распределена гладким слоем, а собрана в отдельные облака различной формы и размеров. Поэтому поглощение света в Галактике носит пятнистый характер.

Пылевая и газовая материи в Галактике обычно перемешаны, но пропорции их в различных местах различны. Встречаются газовые облака, в которых пыль преобладает. Для обозначения рассеянной в Галактике материи газа, пыли и смеси газа и пыли употребляется общий термин “ диффузная материя” .

Форма Галактики несколько отличается от диска тем, что в центральной части её имеется утолщение, ядро. Это ядро, хотя в нём сосредоточено большое число звёзд, долгое время не удавалось наблюдать, потому, что около плоскости симметрии Галактики наряду со светящейся материей звёзд имеются огромные темные облака пыли, поглощающие свет летящих за ними звёзд. Между Солнцем и центром Галактики расположено большое количество таких темных пылевых облаков различной формы и толщины, и они закрывают от нас ядро Галактики . Однако разглядеть ядро Галактики все таки удалось.

В 1947 году американские астрономы Стеббинс и Уитфорд использовали совместно с телескопом фотоэлемент, чувствительный к инфракрасным лучам, и сумели обрисовать контуры ядра Галактики. В 1951 году советские астрономы В.И. Красовский и В.Б.Никонов получили фотографии ядра Галактики в инфракрасных лучах. Ядро Галактики оказалось не очень большим, его диаметр составлял около 1300пс. Но всетаки присутствие ядра в центральной области Галактики утолщает эту область, форму Галактики теперь можно сравнивать не просто с диском, а с дискообразным колесом, имеющим в центральной части утолщение втулку.

Центр ядра Галактики это центр всей нашей звездной системы. Материя в центре Галактики имеет высокую температуру и находится в состоянии бурного движения.

Внутри огромной звёздной системы Галактики многие звёзды объединены в системы меньшей численности. Каждая из этих систем может рассматриваться как коллективный член Галактики.

Самые маленькие коллективные члены Галактики это двойные и кратные звёзды. Так называются группы из двух , трех, четырех и т. д. До десяти звёзд, в которых звёзд удерживаются близко друг к другу благодаря взаимному притяжению согласно закона всемирного тяготения. В двойных и кратных звёздах таких огромных тел звёзд(солнц) два или несколько. Они притягивают друг друга, удерживают друг друга и, возможно, другие тела меньших масс внутри сравнительного небольшого объёма.

Расстояние, разделяющее компоненты двойных звезд, могут быть весьма различны. У тесных двойных они так близки друг друга, что происходят сложные физические процессы взаимодействия, связанные с явлениями приливов.

В широких парах расстояние между компонентами составляет десятки тысяч астрономических единиц, периоды обращений столь велики, что измеряются тысячелетиями и орбитальное движение при наблюдениях не удаётся обнаружить. Связуемость компонентов в таких системах определяют по их относительной близости на небе и по общности собственного движения.

Среди 30 ближайших к нам звёзд 13 входят в состав двойных и тройных систем. Измерение скорости движения звёзд по их орбитам позволило оценить массу звёзд, входящих в двойные системы. Оказалось, что и в этом отношении звёзды различны. Некоторые из них по массе уступают Солнцу, а другие превосходят его. При этом для всех звезд, в том числе и для Солнца, выполняется условие чем больше светимость звезды, тем больше и её масса. Вдвое большей массе соответствуют приблизительно вдесятеро большая светимость, так что различие в светимостях у звезд гораздо большее, чем различие в массах.

Двойные и кратные звёзды часто состоят из звёзд различных типов, например, звезда белый гигант может комбинироваться с красным карликом, или желтая звезда средней светимости с красным гигантом.

Более крупными коллективными членами Галактики, чем двойные и кратные звёзды, являются рассеянные звёздные скопления. Эти скопления содержат от нескольких десятков до нескольких соте звёзд, самые крупные до двух тысяч звёзд. Термин “рассеянное” скопление вызван тем, что сравнительно небольшая численность звезд в таких скоплениях не позволяет уверенно очертить форму скопления.

У рассеянных скоплений характерный состав. В них редко встречаются красные и желтые гиганты и совершенно нет красных и желтых сверхгигантов. В то же время белые и голубые гиганты непременные члены рассеянных скоплений. Здесь чаще, чем в других местах Галактики, можно встретить и очень редкие звезды белые и голубые сверхгиганты, т.е. звёзды высокой температуры и чрезвычайно высокой светимости, излучающие, каждая в сотни тысяч и даже миллионы раз больше, чем наше Солнце.

Рассеянные скопления располагаются очень близко к плоскости симметрии Галактики. Большинство из них лежит почти точно в этой плоскости. Число занесённых в каталоги рассеянных звёздных скоплений превышает в настоящее время тысячи. Далекие рассеянные скопления неразличимы, они недостаточно для этого богаты звёздами. Но при помощи телескопов можно отличить относительно близкие рассеянные скопления. Поэтому число имеющихся рассеянных скоплений в Галактике на самом деле на много больше тысячи и оценивается приблизительно в 30 тысяч. Если среднее число звёзд в одном рассеянном скоплении составляет 300 или несколько больше, то общее число звезд, входящих во все рассеянные скопления Галактики, равно приблизительно десяти миллионам.

Ещё более крупными коллективными членами Галактики являются шаровые звёздные скопления. Это очень богатые звёздные скопления, насчитывающие сотни тысяч, иногда свыше

Учебная работа № 1808. Строение галактики