Галактика, ее форма и строение. Солнечная система в Галактике
Наша галактическая система — рядовая звездная система. На небе в ясную безлунную ночь хорошо видна яркая белесоватая полоса — Млечный Путь. Он простирается (при вечерних наблюдениях) через созвездия Скорпиона, Стрельца, Орла и дальше вверх к созвездиям Лебедя, Цефея и Кассиопеи. При утренних наблюдениях можно проследить его другую ветвь: по созвездиям Персея, Возничего, Тельца, Близнецов, Ориона и Большого Пса. В южном полушарии он проходит через созвездия Паруса, Киля, Южного Креста и Центавра. Таким образом, Млечный Путь образует на небе полный круг. Греки назвали Млечный Путь галактическим (молочным) кругом. Его светлое сияние происходит в основном из-за свечения бесчисленного количества слабых звезд. Представление о том, что Млечный Путь состоит из огромного числа звезд, восходит еще к Демокриту. Его догадку подтвердил Галилей с помощью своего телескопа. У. Гершель обратил внимание на то, что в направлении созвездия Геркулеса звезды как бы раздвигаются, а на противоположной стороне — сближаются. Такое впечатление получается при движении по дороге, по обеим сторонам которой высажены деревья, поэтому Солнце движется по отношению к ближайшим звездам и расстояния до них неодинаковы. Основателем звездной астрономии считается У. Гершель. Из наблюдений он заключил, что протяженность Галактики порядка 5800 св. лет, а ее толщина — 1100 св. лет. Он не знал о существовании межзвездного газа, поглощающего излучение звезд, поэтому его размеры Галактики приуменьшены в 15 раз. В XX в. были определены форма и масштабы этой гигантской звездной системы и установлено место, которое занимает в ней наше Солнце. Солнечная система находится между спиральными рукавами, один из которых виден в направлении на центр Галактики в созвездии Стрельца, а другой — в противоположном направлении, в созвездии Персея. Именно в направлении на созвездие Стрельца Млечный Путь выглядит наиболее ярко. Галактика — это гигантская звездная система, состоящая почти из 200 млрд звезд, и Солнце — одна из них. Вообще галактики — огромные вращающиеся звездные системы. Они различаются и по внешнему виду, и по характеристикам. Помимо звезд в галактики входит межзвездное вещество: газ, пыль, частицы космических лучей. Некоторые галактики похожи на нашу Галактику по ряду свойств и по внешнему виду. По их фотографиям можно заключить, что это достаточно тонкий диск с утолщением в центре. В этом месте Галактика простирается на область с радиусом 25 кпк и толщиной около 2 кпк, на расстоянии в 10 кпк от центра находится Солнечная система (рис. 9.8). Она движется вокруг центра Галактики почти по окружности со скоростью 250 км/с. Орбита Солнца лежит в плоскости Галактики, и один оборот длится 250 млн лет. Масса центральной части Галактики порядка 3 • 1041 кг. Предполагают, что большая масса рассредоточена на периферии Галактики в области радиусом около 100 кпк. Многие звезды образуют группы — скопления. Эволюционные процессы связаны с такими характеристиками звезд, как возраст, химический со-
Рис. 9.9. Подсистемы Галактики: 1 — гало; 2 — промежуточная подсистема; 3 — диск; 4 — старая плоская подсистема; 5 — молодая плоская подсистема став, характеристики движений и пространственное расположение. Возраст звезд меняется в большом диапазоне значений: от 15 млрд лет (возраст Вселенной) до сотен тысяч лет — самых молодых. Есть звезды, образующиеся на наших глазах. Все звезды, по терминологии Бааде (1944), принято называть звездным населением (рис. 9.9). В плоскости Галактики расположены звезды молодые и среднего возраста — население I, или диска (звезды Главной последовательности спектральных классов О и В — самые молодые и горячие, G, К, М— карлики). Это — рассеянные звездные скопления, горячие звезды — гиганты и сверхгиганты, Сверхновые звезды, долгопериодические цефеиды, молекулярные облака, светлые и темные туманности. Возраст их порядка 107— 108 лет, они недавно образовались из межзвездного газа, потому находятся вблизи него в плоскости. Межзвездного газа по массе немного — около 5 % общей массы, и он сконцентрирован в спиральных рукавах. Наше Солнце находится посередине между двумя спиральными рукавами. Самые старые — население II, или гало (шаровые скопления, содержащие до миллиона звезд; рассеянные скопления, содержащие лишь 100 — 1000 звезд; субкарлики и переменные типа RR Лиры); к старым относят красные карлики, красные гиганты и цефеиды. Их возраст порядка 1010 лет. Старые объекты находятся ближе к центру Галактики. Промежуточную группу по возрасту занимают звезды, заполняющие диск Галактики толщиной около 1 кпк. Это новые звезды, планетарные туманности, яркие красные гиганты, расположенные в ядре Галактики. Сравнительно молодые звезды верхней части последовательности входят обычно в состав рассеянных скоплений, непосредственно наблюдают около 1000 из них, и все они относятся к диску. Кроме рассеянных, в Галактике более 100 шаровых скоплений, представляющих собой достаточно компактные образования из 105—106 звезд. Они названы так потому, что в центре скопления блеск звезд сливается в яркий фон. Ближайшее шаровое скопление можно видеть в созвездии Центавра даже невооруженным глазом в виде размытого пятна. Шаровые скопления очень устойчивы, образуют сферическую подсистему. В них много бело-голубых звезд и мало красных гигантов; многие из них являются источниками мощного рентгеновского излучения. Это объясняют аккрецией межзвездного газа на черные дыры, находящиеся в центре шаровых скоплений. Межзвездный газ относят к населению диска, так как он ближе всего к молодым звездам по химическому составу, расположению и характеру движения. В спектрах были открыты линии межзвездного натрия, калия, железа, титана и водорода (по косвенным данным, например, потому что водород образует вместе с атомом Л
Межзвездная среда ослабляет свет звезд примерно на 0, 6 зв. вел. на 1 пк, как доказал в 1847 г. русский астроном В.Я.Струве, а советский ученый П. П. Паренаго вывел формулу учета этого ослабления. Межзвездная среда похожа на пыль, концентрация которой в 100 раз меньше газовой. Частицы пыли похожи на ледяные загрязненные кристаллики, температура которых Ядро Галактики изучено плохо, так как центральная область почти недоступна для наблюдений из-за сильного поглощения в межзвездной среде. Наблюдения в разных областях спектра позволили установить, что размер ядра составляет около нескольких килопарсек (кпк). Плотность звезд достигает 107 звезд/пк3, тогда как вблизи Солнца — одна звезда на 10 пк3. В центре Галактики находится источник нетеплового излучения (Стрелец А), вероятно, очень быстрые электроны, которые возникают при вспышках сверхновых звезд или пульсаров, ускоряются в магнитных полях. Мощное излучение от ядра существует в радиодиапазоне и в инфракрасной области. Есть предположения, что это массивное бы-стровращающееся плазменное тело «магнетоид», или черная дыра. Движения старых и молодых звезд в Галактике имеют различия: у старых — большие эксцентриситеты орбит, а молодые движутся почти по окружностям. Получаются две подсистемы: молодые звезды быстро вращаются внутри почти неподвижной системы более старых звезд. Галактический год — период вращения Солнца вокруг центра Галактики. Направляя радиотелескоп в разные участки Млечного Пути, ученые изучили распределение водорода в пространстве облаков, линия водорода на Лучевые скорости звезд определяют по доплеровскому смещению спектральных линий. Сравнение фотографий звезд, сделанных через достаточно большие интервалы времени, дает наличие двух составляющих — лучевой (направленной к наблюдателю) и тангенциальной, которые представляют пространственную скорость. Если лучевую составляющую определяют по эффекту Доплера, то для определения тангенциальной составляющей нужно знать и расстояние до звезды. Звезды гало и диска Галактики различны и по своим пространственным скоростям: у звезд гало скорости в 4 —5 раз больше. Различное содержание тяжелых элементов звезд гало и диска позволили выстроить последовательность жизни звезд. Предполагают, что Галактика как система звезд образовалась примерно 13 млрд лет назад. На «догалактической» стадии вещество Вселенной не содержало никаких элементов, кроме водорода (3/4) и гелия (1/4). Гравитационные силы сжимали облако, и возникли первые неоднородности, среди которых выделились области с большой плотностью. В них начался процесс звездообразования, возникли и первые скопления звезд. Появились шаровые и рассеянные скопления, в них сформировалось некоторое количество звезд классов О и В. Они «сгорели» за 1 млрд лет, закончив свою эволюцию вспышкой Сверхновой звезды. Более тяжелыми элементами обогатили межзвездную среду оболочки взрывающихся звезд. Первые поколения звезд содержат элементы более тяжелые, условно их называют металлами, и «ме-талличность» звезды часто характеризуют величиной: где (см. рис. 9.7). Появление тяжелых элементов говорит о том, что, прежде чем попасть в эти звезды, первичное вещество подверглось каким-то ядерным превращениям и обогатилось тяжелыми элементами. Большинство звезд имеют малую массу, которой недостаточно для выработки тяжелых металлов путем термоядерных реакций. Такие звезды, как наше Солнце, способны только превращать водород в гелий, поэтому их химический состав не меняется и соответствует тем химическим элементам, из которых они образовывались. Тот факт, что молодые звезды гораздо богаче металлами, чем старые (у Солнца металлы составляют 2 — 3 % массы) и что межзвездная среда имеет близкий процент содержания металлов, говорит о том, что звезды генетически связаны с межзвездным газом.
|