«НАША ГАЛАКТИКА»

СОСТАВ И СТРУКТУРА ГАЛАКТИКИ

1.Млечный Путь и структура Галактики. Уже к началу нашего века было известно, что те звезды, которые наблюдаются невооруженным глазом или в телескоп, образуют в пространстве сплюснутый звездный диск громадного размера. Мы находимся внутри этого диска и поэтому вблизи его плоскости видим очень много далеких звезд. Совокупность этих звезд сливается для нас в светящуюся полосу Млечного Пути. Раньше думали, что Солнце расположено вблизи центра звездной системы — Галактики, потому что яркость Млечного
Пути примерно одинакова во всех направлениях, хотя в нем и существуют отдельные более яркие участки. Сейчас мы знаем, что свет самой яркой центральной области Галактики сильно ослабляется из-за поглощения межзвездной пылью. Лишь наблюдения в инфракрасных лучах, которые испытывают меньшее поглощение, позволили «увидеть» наиболее плотную центральную область нашей Галактики. Она расположена в созвездии Стрельца.

Эта центральная, наиболее компактная область Галактики называется ее звездным ядром. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики — на расстоянии 25— 30 тыс. световых лет (8—10 кпк) — вблизи плоскости симметрии звездного диска, толщина которого составляет несколько тысяч световых лет.
Ядро находится в центре звездного, диска Галактики.

Часть звезд нашей Галактики не входит в состав диска, а образует сферическую составляющую (рис.1). Эти звезды концентрируются не к плоскости диска, к ядру Галактики. Диск и сферическая составляющая — основные элементы структуры нашей Галактики.

Полное число звезд в Галактике можно оценить только ориентировочно. Оно составляет несколько сотен миллиардов. Лишь незначительная доля всех этих звезд доступна наблюдениям даже при помощи крупнейших телескопов.

Галактика — это огромный звездный остров, диаметр которого превышает
100000 св. лет, объединяющий многие миллиарды самых различных звезд. Помимо звезд, в Галактике содержится много тел небольшой массы (например, планет) и очень неоднородная по плотности межзвездная среда (разреженный газ, пыль, космические лучи). Несмотря на большую массу. Галактика—очень разреженная система: расстояния между соседними звездами, как правило, измеряются световыми годами.

2.Звездные скопления. Хорошо известно, что звезды неравномерно распределены по небу. Например, вблизи Млечного Пути слабые звезды встречаются заметно чаще, чем вдали от него. Это не кажущийся эффект.
Звезды действительно неравномерно заполняют пространство. Наиболее наглядно это проявляется в существовании групп из большого числа звезд, называемых звездными скоплениями.

Примером звездных скоплений, хорошо видимых невооруженным глазом, являются скопления Плеяды и Гиады (оба в созвездии Тельца). В Плеядах нормальный глаз видит 5—7 слабых звездочек, располагающихся в виде маленького ковшика (по этому скоплению удобно проверять остроту зрения). В телескоп в Плеядах заметны сотни звезд (рис. 2). Гиады — скопление не столь компактное, как Плеяды, но оно содержит более яркие звезды. Рядом с Гиадами
— красноватый Альдебаран — ярчайшая звезда в созвездии Тельца.

Невооруженным глазом на небе заметно всего несколько скоплений. Но в телескоп их можно видеть сотни. Наблюдения показали, что звездный состав скоплений различен. Измеряя температуру и светимость звезд скоплений и сверяя их положение на диаграмме Герцшпрунга - Рессела с теорией звездной эволюции, удается оценить возраст скоплений. Оказалось, что некоторые скопления состоят из сравнительно молодых, некоторые — из старых звезд.
Звезды внутри скопления имеют близкий возраст и, следовательно, связаны общим происхождением.

Наблюдается два типа скоплений — рассеянные и шаровые. Рассеянные скопления содержат десятки, сотни, а наиболее крупные — тысячи звезд и выглядят в телескоп сверкающей россыпью. Плеяды и Гиады относятся к этому типу. Среди рассеянных скоплений встречаются как сравнительно старые, с возрастом в несколько миллиардов лет, так и очень молодые, в которых еще сохранились много голубых горячих звезд высокой светимости. Эти звезды значительно массивнее Солнца, и поэтому (как мы уже знаем) продолжительность жизни у них более короткая, чем у звезд других типов.
Существование в рассеянных скоплениях таких звезд говорит о том, что образование скоплений продолжается и в наше время. Сравнительно молодым скоплением являются Плеяды: его возраст около 108 лет.

Рассеянные скопления можно найти не в любой части неба. Почти все они наблюдаются вблизи Млечного Пути. Именно там, вблизи плоскости диска
Галактики, наиболее активно происходит образование звезд.

Шаровые скопления по размеру, как правило, больше рассеянных и содержат сотни тысяч звезд. Все они очень далеки от нас. Лишь одно-два можно заметить невооруженным глазом или в бинокль, но даже они из-за громадного расстояния видны как крошечные светящиеся пятнышки. На фотографиях шаровые скопления обычно выглядят как целый рой огромного числа звезд (рис. 3).
Кажется, что в центре скопления звезды сливаются в сплошную светлую массу.
Но на самом деле даже там между звездами достаточно много свободного пространства, чтобы они двигались, не сталкиваясь друг с другом. В отличие от рассеянных скоплений, в шаровых мы не наблюдаем молодых звезд. Это очень старые звездные системы. Их возраст трудно точно оценить. Основываясь на теории звездной эволюции, ученые получают оценки возраста наиболее старых скоплений в 13—18 млрд. лет.

Всего в нашей Галактике известно около 150 шаровых скоплений. В отличие от рассеянных звездных скоплений, шаровые скопления слабо концентрируются к полосе Млечного Пути. Зато практически все они наблюдаются в одной половине неба, в центре которой находится созвездие Стрельца. Такая особенность распределения отражает структуру нашей звездной системы — Галактики: в созвездии Стрельца находится ее центр. Шаровые скопления, в отличие от рассеянных, относятся к сферической составляющей Галактики.

ДВИЖЕНИЕ ЗВЕЗД

1.Тангенциальные и лучевые скорости звезд. Звезды в Галактике непрерывно движутся. Если бы они хоть на мгновение остановились, то из-за взаимного притяжения начали бы падать к центру Галактики. Скорости, с которыми движутся звезды, составляют десятки и сотни километров в секунду, но из-за больших расстояний до звезд обнаружить их относительное движение по небу очень сложно.

О движении небесного тела в космическом пространстве можно узнать двумя способами.

Первый способ — наблюдение за перемещением источника на фоне очень далеких звезд. Он дает оценку не полной скорости объекта, а проекции вектора скорости на плоскость, перпендикулярную лучу зрения (рис.4). Эту составляющую называют тангенциальной скоростью Vt . Ее можно измерить лишь для сравнительно близких звезд по медленному изменению их положения на небе.

Первый каталог, в котором были приведены относительные положения ярких звезд, был составлен еще во II в. до н.э. древнегреческим ученым Гиппархом.
Этим каталогом пользовался Клавдий Птолемей — автор геоцентрической системы мира. В начале XVIII в. английский астроном Эдмонд Галлей сравнил наблюдавшиеся в его время положения звезд с теми, которые были приведены у
Птолемея. Для нескольких ярких звезд он обнаружил заметное перемещение относительно остальных. Так впервые было доказано, что звезды движутся.

Чтобы измерить тангенциальную скорость какой-нибудь звезды, при помощи специальных измерительных приборов сравнивают фотографии одного и того же участка неба, сделанные на одном и том же телескопе с промежутком времени в несколько лет или десятилетий. За этот промежуток времени близкие звезды слегка смещаются на фоне слабых, более далеких, практически неподвижных для наблюдателя звезд. Такое смещение очень мало и лишь у немногих звезд превышает одну угловую секунду в год.

Зная расстояние до звезды, легко по угловому смещению найти ее тангенциальную скорость Vt.. Пусть, например, звезда, расстояние D до которой 30 св. лет, или около 3*1017 м, перемещается на угол (=0,2" в год.
Следовательно, ее смещение за год равно отрезку длиной D*sin ( =3*1011 м.
Значит, тангенциальная скорость составляет 3*1011 м в год, или около 10 км/с.

Второй способ оценки скорости звезд основан на измерении смещения линий в их спектрах, определяемого эффектом Доплера. Этот способ позволяет найти проекцию вектора скорости звезды на луч зрения, или лучевую скорость звезды
Vr (рис. 4).

Полная скорость звезды вычисляется через тангенциальную Vt и лучевую Vr по теореме Пифагора: [pic]. Измерения показали, что большинство звезд, сравнительно близких к Солнцу, движется относительно него со скоростями, не превышающими 30 км/с.

Из-за движения звезд вид звездного неба со временем должен меняться.
Одни звезды приближаются к нам и в будущем станут более яркими, другие навсегда удаляются от Солнечной системы. Изменяется и их положение на небе.
Но этот процесс происходит настолько медленно, что нужны многие сотни лет, чтобы перемещение даже ближайших звезд стало заметным на глаз.

2.Вращение Галактики. Когда были измерены скорости движения большого числа звезд — как близких, так и далеких от Солнца,— выяснилась общая картина их движения. Оказалось, что звезды галактического диска обращаются вокруг ядра Галактики в одну и ту же сторону по орбитам, близким к круговым. Скорость их движения вокруг ядра в окрестности Солнца составляет почти 250 км/с. Вместе с ними движется и Солнце. Разделив длину окружности радиусом, равным расстоянию до центра Галактики, на скорость, легко найти, что полный период обращения Солнца в Галактике составляет примерно 200 млн. лет.