Состав и структура Галактики. Звездные скопления. Вращение Галактики

Наблюдаемый на осеннем ночном небе в ясную безлунную ночь Млечный Путь древние греки назвали Галактикой. Еще Галилео Галилей в 1609 г. обнаружил в телескоп, что Млечный Путь состоит из огромного количества слабых звезд.

Млечный Путь проходит через оба полушария по большому Кругу небесной сферы. Линия, идущая вдоль середины Млечного Пути, названа галактическим экватором, а образующая его плоскость — галактической плоскостью. Галактическая плоскость наклонена к плоскости небесного экватора под углом 63°.

Количественные подсчеты звездных параметров в разных направлениях от галактического экватора одним из первых предпринял В. Гершель в 70-х гг XVIII в. Его подсчеты показали, что число звезд резко убывает по обе стороны от галакти­ческой плоскости. Дальнейшими исследованиями было установлено, что все звезды неба образуют единую звездную систему. В Млечном Пути сосредоточено подавляющее число звезд Галактики — огромной звездной системы, имеющей форму плоского линзообразного диска поперечником около 30 и толщиной около 4 кпк (рис. 14.1). Шарообразное утолщение в середине диска Галактики называют балдж (от англ. bulge— вздутие). Центральная, наиболее компактная и плотная область Галактики называется ядром. Звездный диск Галактики имеет структуру в виде спиральных ветвей (рукавов).

Часть звезд нашей Галактики не входит в состав диска, а образует сферическую составляющую, называемую звездное гало, радиус которого составляет не менее 20 кпк. Гало окружает очень разреженная и большая по размерам (50—60 кпк) внешняя часть Галактики — корона.

Солнечная система в Галактике расположена далеко от центра (на расстоянии 10 кпк) и лежит почти в галактической плоскости.

Звездный состав Галактики очень разнообразен. Звезды по химическому составу, возрасту и характеру орбит условно разделили на два вида «населения».

Рис. 14.1 98

К населению I относится большая часть звезд главной последовательности классов О, В, А, Е L, большинство звезд-гигантов, белые карлики, планетарные туманности. Возраст этих объектов составляет порядка нескольких миллиардов лет. Население I заполняет диск галактики. Более молодые объекты населения I связаны со спиральными ветвями Галактики. Это молодые горячие звезды, их скопления, долгопериодические цефеиды, новые и сверхновые звезды, газ, пыль.

В гало преобладает население II, которое включает шаровые звездные скопления, красные сверхгиганты, субкарлики, звезды с дефицитом тяжелых элементов. Это старое население Галактики, его возраст составляет порядка 15 млрд. лет. В центральных областях Галактики преобладают красные гиганты, сверхгиганты и звезды-карлики классов М и К. Ближе к центру Галактики обнаружены потоки плотного горячего газа, расширяющегося со скоростью 100—200 км/с. В самом центре Галактики в пределах 1 пк находятся точечные источники радио-, инфракрасного и рентгеновского излучения.

Природа населения короны пока не установлена.

Звездные скопления — гравитационно-связанные группы звезд, имеющие общее происхождение. Звездные скопления движутся в поле тяготения Галактики как единое целое. Звездные скопления являются структурными составляющими Галактики. По внешнему виду звездные скопления подразде­ляются на рассеянные и шаровые.

Рассеянное звездное скопление — это не имеющая правильной формы сравнительно неплотная группа звезд, содержащая от нескольких десятков до нескольких тысяч звезд. Ближайшие к нам рассеянные звездные

скопления находятся в созвездии Тельца. Это скопления Плеяды и Гиады. Сейчас известно около 1200 рассеянных звездных скоплений, все они концентрируются у галактической плоскости и, как другие объекты плоской составляющей Галактики, участвуют во вращении вокруг ее центра. Общее же число рассеянных скоплений в Галактике оценивается в 2 · 10⁴.

Шаровые звездные скопления имеют сферическую или эллипсоидальную форму и насчитывают от десятков тысяч до миллионов звезд. Диаметры таких звездных скоплений колеблются в пределах от 20 до 100 пк. Пространственная концентрация звезд резко возрастает к центру скопления, достигая десятков тысяч в кубическом парсеке. Шаровые скопления концентрируются вокруг центра Галактики и образуют протяженное гало. Всего в Галактике открыто около 130 шаровых скоплений, а их общее число составляет около 500. Звездное население шаровых скоплений состоит из красных гигантов и сверхгигантов, там нет ярких массивных звезд. Шаровые скопления нашей Галактики — одни из старейших ее составляющих. Их возраст насчитывает от 10 до 15 млрд. лет. В шаровых скоплениях встречаются переменные пульсирующие звезды, что позволяет определять расстояние до скоплений.

Помимо звездных скоплений различают еще один тип группировок молодых звезд, называемых звездные ассоциации. Этот термин в 1947 г. ввел советский академик В. А. Амбарцумян для разреженных группировок горячих звезд высокой светимости спектральных классов О и В. Некоторые звезды в ассоциациях настолько молоды, что еще не сформировались полностью. По своим характеристикам звездные ассоциации похожи на большие, очень молодые рассеянные скопления, но с меньшей степенью концентрации звезд к центру. Размеры ассоциаций колеблются в пределах от 30 до 200 пк, а число звезд — до нескольких сотен. Возраст ассоциаций оценивается в несколько миллионов лет.

Звездные ассоциации были обнаружены и в других галактиках, где они распределяются вдоль спиральных ветвей. В некоторых галактиках обнаружены сверхассоциации — большие комплексы горячих гигантов и газовых туманностей. К настоящему времени около 40 подобных звездных комплексов обнаружено и в нашей Галактике. Характерный размер комплексов — около 600 пк, их интегральная абсолютная звездная величина составляет от -14^m до -16 ^m, а масса — несколько миллионов масс Солнца.

Анализ собственных движений звезд привел к обнаружению движения Солнца среди звезд. Солнечная система движется в пространстве относительно звезд в направлении Веги. Та точка на небесной сфере (α = 270°, δ = +30°; созвездие Геркулеса), по направлению к которой движется Солнце (со скоростью 19,4 км/с по отношению к соседним звездам), называется апексом Солнца (от лат. apex— вершина). Вследствие собственных движений звезд с разными скоростями по истечении десятков тысяч лет вид созвездий меняется.

Изучение лучевых скоростей звезд в различных направлениях от Солнца позволило установить законы вращения Галактики. Способ для доказательства вращения Галактики был разработан в 1859 г. профессором Казанского университета М. А. Ковальским.

Исследования вращения Галактики позволили сделать следующие выводы:

1. Все звезды Галактики обращаются вокруг ее ядра по орбитам, близким к круговым.

2. Угловая скорость вращения убывает по мере удаления от центра.

3. Линейная скорость вращения сначала возрастает с удалением от центра Галактики, достигая максимума (около 250 км/с) на расстоянии Солнца, после чего очень медленно убывает.

4. Полный период обращения Солнца вокруг ядра Галактики составляет примерно 250 млн. лет (галактический год).

5. Звезды и скопления звезд сферической составляющей Галактики движутся по сильно вытянутым и наклоненным под разными углами к плоскости диска орбитам.

Как видим, движение звезд в Галактике сильно напоминает движение тел Солнечной системы.