Просмтор этого файла доступен только зарегистрированным пользователям. Но у нас супер быстрая регистрация: достаточно только электронной почты!

Текст из файла

- 8 - Наша Галактика

«НАША ГАЛАКТИКА»

1. 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. И змеряя 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.

Ш аровые 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.

1. 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 V_t . 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.

Ч тобы 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 V_t.. 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 V_r (рис. 4).

Полная скорость звезды вычисляется через тангенциальную V_t и лучевую V_r по теореме Пифагора: . 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.

З
ная скорость обращения и радиус круговой орбиты, можно вычис­лить массу внутренней части Галак­тики, используя формулу для кру­говой скорости :

Подставляя известные нам числовые значения V=2.5_*10⁵ м/с,R=3_*10²⁰ м и G=6,7_*10¹¹ Н_*м²/кг­², получаем, что M=2,8_*10⁴¹ кг, или около 140 млрд. масс Солнца. Такую массу имеет все вещество Галакти­ки, находящееся ближе к ее центру, чем Солнце.

Звезды и скопления звезд сферической составляющей движутся по-иному, не так, как звезды диска. Их орбиты сильно вытянуты и наклонены к плоскости диска под все возможными углами (рис. 5) Такие звезды имеют относительно Солнца очень большие скорости (до 200—300 км/с). Но относительно центра Галактики средние скорости звезд как сферической составляющей, так и диска приблизительно одинаковы.

Как мы видим, движение звезд в Галактике напоминает движение тел Солнечной системы. Действитель­но, планеты, как и звезды диска, движутся вокруг центра в одну сторону и примерно в одной плос­кости, а кометы, как и звезды сферической составляющей, движут­ся по вытянутым орбитам в самых различных плоскостях.

1. МЕЖЗВЕЗДНАЯ СРЕДА

1.Межзвездный газ. В состав нашей Галактики входят не только звезды. Наблюдения показали, что межзвездное пространство нельзя считать абсолютно пустым. Основная масса межзвездной среды приходит­ся на разреженный газ. Этот газ обладает способностью слабо светиться, если горячие звезды осве­щают его ультрафиолетовым светом, и излучать потоки радиоволн, которые можно уловить радиотелеско­пами. Межзвездный газ имеет при­мерно такой же химический состав, как и большинство наблюдаемых звезд. Он преимущественно состоит из легких газов (водорода и гелия).

Большая часть межзвездного газа сосредоточена в пределах диска Галактики, где межзвездная среда образует вблизи плоскости симмет­рии диска газопылевой слой тол­щиной в несколько сотен световых лет. В пределах этого слоя находится и наше Солнце с окружающими его звездами. Газопылевой слой вместе со звездами диска принимает участие во вращении Галактики.

Характеристики

Тип файла документ

Документы такого типа открываются такими программами, как Microsoft Office Word на компьютерах Windows, Apple Pages на компьютерах Mac, Open Office - бесплатная альтернатива на различных платформах, в том числе Linux. Наиболее простым и современным решением будут Google документы, так как открываются онлайн без скачивания прямо в браузере на любой платформе. Существуют российские качественные аналоги, например от Яндекса.

Будьте внимательны на мобильных устройствах, так как там используются упрощённый функционал даже в официальном приложении от Microsoft, поэтому для просмотра скачивайте PDF-версию. А если нужно редактировать файл, то используйте оригинальный файл.

Файлы такого типа обычно разбиты на страницы, а текст может быть форматированным (жирный, курсив, выбор шрифта, таблицы и т.п.), а также в него можно добавлять изображения. Формат идеально подходит для рефератов, докладов и РПЗ курсовых проектов, которые необходимо распечатать. Кстати перед печатью также сохраняйте файл в PDF, так как принтер может начудить со шрифтами.

Список файлов реферата