Студопедия Главная Случайная страница Обратная связь

Разделы: Автомобили Астрономия Биология География Дом и сад Другие языки Другое Информатика История Культура Литература Логика Математика Медицина Металлургия Механика Образование Охрана труда Педагогика Политика Право Психология Религия Риторика Социология Спорт Строительство Технология Туризм Физика Философия Финансы Химия Черчение Экология Экономика Электроника

Галактики




 

Основным элементом крупномасштабной структуры Метагалактики являются галактики и скопления галактик. Галактики представляют собой стационарные гравитационно-связанные звездные системы.Это гигантские скопления звезд и их систем, имеющие центр (ядро) и различную форму. Сама Галактика вращается вокруг своей центральной области. В ядре ее сосредоточены самые старые звезды, возраст которых приближается к возрасту галактики. Астрономические наблюдения показывают, что из ядер галактик происходит непрерывное истечение водорода. Таким образом, они являются фабриками по производству основного строительного материала Вселенной. Кроме этого ядра галактик проявляют свою активность в выбросах сгустков газа и облаков газа с массой в миллионы солнечных масс, а также в радиоизлучении из околоядерной области. Расстояние между звездами в ядре галактики (по космическим масштабам) очень маленькие. Звезды среднего и молодого возраста расположены в диске галактики. Расстояние между звездами на окраинах галактики значительно больше, чем в ее центре. Вопрос об образовании и строении галактик изучает не только космология, но и космогония (греч. гонейа – рождение) – область науки, в которой рассматриваются происхождение и развитие космических тел и их систем.

Изучение галактик началось с 1920 г., когда К. Лундмарк (1889-1958) смог выявить отдельные звезды в спиральной галактике М33 в созвездии Треугольника и, тем самым установить звездную природу галактик, а затем Э. Хаббл (1889-1953) получил тот же результат для спиральных рукавов туманности Андромеды и еще нескольких галактик.

Характеристики галактик

Галактики отличаются по форме:

S-галактики (спиралевидные) наряду со сферической звездной составляющей характеризуются наличием нескольких спиральных рукавов неправильной клочковатой структуры. В рукавах значительное количество молодых массивных звезд высокой светимости. Эти звезды непрерывно образуются из облаков межзвездной газопылевой среды. Половина галактик имеет спиральную форму (рис. 17).

Е-галактики (эллиптические) представляют собой сфероиды разной степени сплюснутости и с большой концентрацией яркости к центру (рис. 18). Среди эллипсоидов встречаются гиганты и карлики. Это наиболее простые по структуре галактики.

Рис. 17. Спиральная галактика
Е-галактики состоят из огромного количества старых звезд малой массы с избыточным содержанием водорода. Распределение звезд в них равномерно убывает от центра. В них самые яркие звезды – красные гиганты. У Е-галактик содержание межзвездного газа в сотни и тысячи раз меньше, чем у S-галактик. Поэтому процесс звездообразования в
Е-галактиках практически прекращен. Эллиптических галактик в Метагалактике насчитывается 25%.

Линзообразные галактики (20%) – переходные между спиралевидными и эллиптическими галактиками.

Неправильные галактики (5%) характеризуются своей нерегулярной формой и сравнительно малой массой. Это молодые галактики, вещество которых находится в основном в форме газа и космической пыли. Количество звезд измеряется десятками и сотнями. Они не имеют центрального ядра. Наблюдаются вихревые движения газов и тенденция к вращению, которые, вероятно, ведут к образованию спиральных ветвей. Это Большое и Малое Магеллановы облака, являющиеся спутниками нашей Галактики. Они находятся недалеко от нас, на расстоянии, всего лишь в полтора раза большем ее диаметра. Магеллановы облака значительно меньше нашей Галактики по массе и размерам.

 

 


 

Рис. 18. Формы галактик

 

Взаимодействующие галактики имеют неправильную форму, они обычно двойные и между ними наблюдаются мосты и перемычки светлой и темной материи, иногда они как бы пронизывают одна другую.

Галактики отличаются по активности. Под «активностью» понимают большую совокупность совершенно различных и необычных явлений: выбросов из галактик огромных масс вещества (выбросы из ядра двух или нескольких объектов масштаба небольших галактик, выбросы газовых струй и релятивистской плазмы); истечений и излучений релятивистских частиц из ядер; взрывов, при которых выделяются чудовищные количества энергии; формирование радиогалактик и т.д. Некоторые галактики обладают исключительно мощным радиоизлучением, превосходящим видимое излучение. Это радиогалактики. Одна из них находится в созвездии Лебедя (Лебедь А). В отличие от нашей и других «нормальных» галактик Лебедь А излучает в радиодиапазоне энергии больше, чем в оптическом. «Активные» галактики, составляющие всего несколько процентов от общего их числа, могут излучать в миллионы раз больше энергии, чем «обычные».

Для активных галактик характерны два более или менее симметричных «радиооблака», т.е. протянувшиеся на миллионы световых лет облака плазмы (ионизированного газа), выбрасываемые из ядра галактики. Предполагается, что «в центре источника генерирующего излучающую в радиодиапазоне плазму, находится черная дыра массой в миллиард солнечных. Черная дыра окружена тороидальным аккреционным диском, состоящим из газа и пыли. Выбросы могут иметь как обращенную, так и зеркальную симметрию; первое объясняется прецессией источника выбросов (круговым движением оси вращения источника), второе – либо обращением галактики с выбросами вокруг тяготеющей массы, например, другой галактики, либо движением межгалактического газа со скоростью несколько тысяч км/с, «сдувающего» выбросы в сторону. На фотографиях шаровой галактики в созвездии Центавра четко выделяются огромные облака темной пылевой материи, которые как бы разделяют галактику на две части.

Галактики имеют склонность образовывать группы и скопления различной численности. Это свойство у них выражено намного сильнее, чем у звезд. Большинство галактик являются членами групп или скоплений, и только незначительная часть (около 10%) располагаются в общем объеме Метагалактики. Скопления насчитывают сотни и даже тысячи членов. Одно из самых больших находится в созвездии Волосы Вероники (около 10 тыс. галактик). Оно имеет почти сферическую форму радиусом примерно 4 Мпк. Расстояния между членами звездного скопления огромны по сравнению с размерами звезд. А расстояния между членами скопления галактик всего в несколько раз больше, чем их размеры. В этом и заключается особенность их структуры.

Галактика «Млечный путь»

 

Наша галактика называется Млечный Путь (греч. galakticos – молочный, млечный) – обширная звездная система, содержащая до 200 млрд звезд (рис. 19). Кроме звезд она включает межзвездную среду, в том числе магнитные поля, частицы высоких энергий (космические лучи) и состоит из ядра и нескольких спиральных рукавов. Ее размеры – 100 тыс. световых лет. Большая часть звезд нашей галактики сосредоточена в гигантском «диске» толщиной около 1500 световых лет.

Галактика имеет плоскость симметрии, которая называется галактической, и ось симметрии (ось вращения галактики). В галактической плоскости находятся типичные для спиральных галактик крупномасштабные образования – спиральные рукава (сейчас их насчитывают 4). В них сосредоточены все горячие звезды высокой светимости и большая часть газопылевой материи. В сечении галактика имеет вид летящей тарелки. Скорость ее вращения оставляет примерно 200 км/с. Звезды могут менять свои положения в Галактике, покидая рукава и возвращаясь в них через какое-то время.

 


Рис. 19. Галактика Млечный путь

 

Солнце расположено в галактической плоскости на расстоянии около 10 килопарсек (30 световых лет) от галактического центра на внутреннем крае рукава, носящего название рукав Ориона. Солнце вращается вокруг галактического центра по почти круговой орбите со скоростью 220 км/с и совершает полный оборот за 226 млн лет. Это так называемый галактический год. Помимо кругового движения по орбите, Солнечная система совершает вертикальные колебания относительно галактической плоскости, пересекая ее каждые 30-35 млн лет и оказываясь то на северном, то в южном галактическом полушарии.

Месторасположение Солнечной системы в галактике, вероятно, является фактором эволюции жизни на Земле. Ее орбита практически круглая; скорость примерно равна скорости спиральных рукавов, это означает, что она проходит сквозь них чрезвычайно редко. Солнечная система также находится на значительном расстоянии от переполненных звездами окрестностей галактического центра. Около центра гравитационные воздействия соседних звезд могли возмутить объекты облака Оорта и направить множество комет во внутреннюю Солнечную систему, вызвав столкновение с катастрофическими последствиями для жизни на Земле.

Земля ориентирована в Галактике так, что ее Южное полушарие обращено к центру галактики, а Северное – к ее краю (прил. 6).

Наша галактика входит в состав группы, состоящей примерно из 30 членов. Ближайшая из них (до которой световой луч бежит 2 млн лет) – «Туманность Андромеды» (рис. 20).

Рис. 20. Туманность Андромеды
Она названа так потому, что именно в созвездии Андромеды в 1917 г. был открыт первый вне нашей галактики объект и его принадлежность к другой галактике. Обе они входят в Местную систему галактик, размеры которой достигают сотен тысяч парсек. Местная система галактик небольшая по сравнению со скоплениями, содержащими сотни и тысячи галактик.

Квазары

 

Квазары (англ. quasar, сокращенно от quasi-stellar radiosource – квазизвездный источник радиоизлучения) – космические объекты чрезвычайно малых угловых размеров, имеющие колоссальные красные смещения линий в спектрах, что указывает на их большую отдаленность от Солнечной системы, достигающих несколько тысяч мегапарсек. В настоящее время установлено, что максимум 10% квазаров соответствуют выше данному определению, остальные 90% не излучают сильных радиоволн. Такие объекты получили название радиоспокойных квазаров.

Последние наблюдения показали, что большинство квазаров находятся вблизи центров огромных эллиптических галактик. Очень сложно определить точное число обнаруженных на сегодняшний день квазаров. В 2005 г. группа астрономов использовала в своем исследовании данные о 195 000 квазаров.

Основные характеристики

 

Квазары – сверхплотные компактные объекты. Масса его может составлять от сотни миллиардов до триллиона солнечных масс, а диаметр – несколько световых недель или месяцев. Такой объект мог бы катастрофически сжиматься под действием тяготения, но поскольку полный момент количества движения здесь сохраняется, то сжатие сопровождается все убыстряющимся вращением объекта вокруг своей оси, в результате чего мощные центробежные силы препятствуют гравитационному коллапсу и превращению объекта в черную дыру.

Квазары – мощные источники излучения. Они излучают в десятки раз больше энергии, чем самые мощные галактики. Самый яркий квазар, имеющий обозначение 3С 273, виден как звезда. В действительности этот квазар находится от нас на расстоянии около 3 млрд световых лет и излучающий больше энергии в оптическом диапазоне, чем самые яркие галактики. Светимость этого квазара в 5000 раз превосходит светимость галактики в Андромеде. Кроме того, этот квазар оказался одним из самых мощных источников рентгеновского излучения. Полагают, что источником излучения является аккреционный диск сверхмассивной черной дыры, находящейся в центре галактики (прил. 8).

Было предположено, что квазары представляют собой ядра новых галактик, и стало быть процесс их образования продолжается и поныне.

Квазары – маяки Вселенной. Они видны с огромных расстояний, по ним исследуют структуру и эволюцию Вселенной.

Звезды

 

Звезды – главные космические объекты, в которых сосредоточено 90% вещества Вселенной. Важнейшей задачей астрономии является исследование их происхождения и эволюции, поиски ответа на вопрос: «Почему они распределены в просторах Вселенной неравномерно, а образуют системы разного вида, массы и размеров – скопления и галактики?».

Основные характеристики

 

Звезды – раскаленные вращающиеся шары, состоящие из водородной и гелиевой плазмы (рис. 21). Средний химический состав наружных слоев звезды в химическом отношении выглядит примерно следующим образом: на 10 тыс. атомов водорода приходится
1000 атомов гелия, 5 атомов кислорода, 2 атома азота, 1 атом углерода, 0,3 атома железа.

Рис. 21. Звезда Бетельгейзе
Звезда – это небесное тело, в котором естественным образом происходили, проис-ходят и будут происходить реакции термоядерного синтеза.

Таким образом, звезды – это небесные тела, испускающие энергию. Энергия звезд генерируется в их недрах ядерными процессами при температурах, достигающих десятки миллионов градусов, что сопровождается выделением особых частиц огромной проникающей способности – нейтрино.

Звезды – источники света и жизни. Одной из характеристик звезды является ее светимость L. Светимость – это полное количество энергии, извлекаемое звездой в единицу времени. Светимость выражается в единицах светимости Солнца, которая равна 4 · 1033 эрг/с. По своей светимости звезды различаются в очень широких пределах. Есть звезды, светимость которых превосходит солнечную в десятки и сотни тысяч раз. Огромное количество звезд составляют карлики, светимость которых значительно меньше солнечной в тысячи раз.

Температура определяет цвет звезды и спектр. Если температура поверхностных слоев звезды 3-4 тыс. градусов Кельвина, то ее цвет – красноватый (холодные звезды), 6-7 тыс. градусов – желтоватый (средняя температура), 10-12 тыс. градусов – белый и голубоватый (горячие звезды).

Звезду характеризует ее радиус. Существуют очень крупные звезды – красные гиганты и сверхгиганты. По своей величине они значительно превосходят Солнце. Объем одной звезды из созвездия Цефея больше объема Солнца в 14 млрд раз. Такие звезды получили еще одно название «пузыри», т.к. они имеют очень низкую плотность, в миллионы раз меньше, чем плотность воздуха. Существуют звезды – карлики. По размеру они значительно уступают Солнцу. Известны карлики, которые меньше Земли и даже Луны. Вещество этих звезд обладает высокой плотностью, достигающей десятков и сотен тысяч граммов на см3.

Масса звезд меняется в сравнительно узких пределах. Очень мало звезд больше или меньше солнечной массы в 10 раз (масса Солнца – 2·1033 г).

Магнетизм звезд. Спектроскопическим методом было обнаружено наличие мощных магнитных полей в атмосферах некоторых звезд. Напряженность этих полей в отдельных случаях достигает
10 тыс. эрстед, т.е. в 20 тысяч раз больше, чем магнитное поле Земли. В солнечных пятнах напряженность магнитных полей достигает
3-4 тыс. эрстед.

Звезды движутся вокруг центра галактики по сложным орбитам. Могут быть звезды, у которых меняются блеск и спектр – переменные и нестационарные (молодые) звезды, а также звездные ассоциации, возраст которых не превышает 10 млн лет. Звездные ассоциации могут иметь «рассеянную» или «шаровую» структуру. Рассеянные звездные скопления насчитывают несколько сотен отдельных звезд, шаровые скопления – многие сотни тысяч. Ассоциации звезд не являются неизменными и вечно существующими. Через определенное количество времени, исчисляемое миллионами лет, они рассеиваются силами галактического вращения.

Эволюция звезд

 

Процесс образования звезд из облаков газопылевой межзвездной среды продолжается в настоящее время. Выяснение этого обстоятельства является одним из крупнейших достижений современной астрономии. Еще сравнительно недавно считали, что звезды образовались почти одновременно много миллиардов лет тому назад. В настоящее время стало ясно, что многие наблюдаемые звезды являются сравнительно молодыми, а некоторые из них возникли тогда, когда на Земле уже был человек. Как же происходит зарождение звезды и ее эволюция?

Прежде всего конденсируются облака межзвездной газопылевой среды (рис. 22). Под влиянием сил всемирного тяготения из этого облака образуется сравнительно плотный непрозрачный газовый шар – протозвезда. Этот шар еще нельзя назвать звездой, т.к. в его центральных областях температура еще недостаточна для того, чтобы начались термоядерные реакции.

Рис. 22. Конденсация облако в газопылевой среды
Затем происходят сжатие протозвезды, увеличение температуры, и значительная часть освободившейся потенциальной энергии излучается в окружающее пространство. В результате сжатия начинаются термоядерные реакции. При этом давление газа внутри будущей звезды уравновешивает притяжение, и газовый шар перестает сжиматься. Протозвезда становится звездой. Это длится от нескольких миллионов до нескольких сот миллионов лет.

При этом идет «выгорание» водорода (превращение его в гелий при термоядерных реакциях) в центральных областях звезды. В то же время наружные слои сохраняют относительное содержание водорода неизменным. Постепенно весь водород внутри звезды выгорает, масса и радиус центральной ее области уменьшаются. Выделение энергии в центральных областях звезды прекращается, образуется очень плотная горячая область, состоящая из гелия.

Ядерные реакции начинают интенсивно протекать на периферии ядра в сравнительно тонком слое. Звезда разбухает, образуется красный гигант.

Наружная оболочка сбрасывается, «обнажаются» ее внутренние, горячие слои. Отделившаяся оболочка все дальше и дальше отходит от звезды, она рассеивается через несколько десятков тысяч лет, остается небольшая плотная звезда, которая постепенно остывает и превращается в белый карлик – звезду, имеющую относительно высокую поверхностную температуру (от 7000 до 300000С) и низкую светимость, во много меньше светимости Солнца.

Звезды с массой Солнца и меньшей (обычная звезда) завершают свою эволюцию в стадии белого карлика. Когда все водородное горючее истрачено, звезда сжимается до бесконечной плотности (масса остается прежней).

Затем «белый карлик» постепенно остывает и превращается в черного карлика. Процесс остывания белых карликов длится много сотен миллионов лет. Считается, что наше Солнце станет красным гигантом через 8 млрд лет, при этом его светимость увеличится в сотни раз, а радиус – в десятки. Эта стадия эволюции займет еще несколько сот миллионов лет. Затем Солнце сбросит свою оболочку и превратится в белого карлика.

Одним из этапов эволюции звезд является образование черных дыр. Если звезда имела сверхкрупные размеры, то в конце ее эволюции частицы и излучение, едва покинув поверхность, тут же возвращаются обратно под действием сил гравитации, т.е. образуется «черная дыра», переходящая затем в «белую дыру».

Образованию черных дыр предшествует гравитационный коллапс больших масс вещества, при котором под действием сил тяготения вещество неудержимо сжимается. При этом за счет гравитационных взаимодействий выделяется огромная энергия. Звезда с диаметром 1 390 000 млн км, превращаясь в черную дыру, может сжаться до размера воздушного шара, и тогда плотность ее 1 см3 составит миллионы миллионов тонн. Около миллиарда черных дыр насчитывается только в нашей галактике. Существование черных дыр во Вселенной предсказал еще А. Эйнштейн в 1935 г. Вещество в черной дыре находится в состоянии сингулярности (плотность выше 1074 г/см3). Она ведет себя как «гравитационная могила». Она, как труба пылесоса, засасывает в себя все, что ее окружает, и никогда ничего не отдает обратно. Существование черных дыр значительно усложняет геометрию пространства Вселенной, образует «туннели», по которым энергия может как уходить из Вселенной, так и приходить в нее. За последние 10 лет удалось выяснить с помощью наблюдений, что массивные черные дыры встречаются практически во всех крупных галактиках (рис. 23).

Их масса составляет от 1 млн до 1 млрд солнечных масс, а радиусы близки к расстоянию от центра Солнечной системы до Плутона. Находятся черные дыры обычно в ядрах галактик.


Рис. 23. Черная дыра в центре галактики (слева: галактика NGC 4151,

снятая широкоугольной планетной камерой.

В центре: горизонтальная линия, пересекающая изображение, порождена

светом, который испущен черной дырой в центре NGC 4151.

Справа: изображение, показывающее скорости излучающего кислорода.

Все факты говорят о том, что NGC 4151 содержит черную дыру массой

в 100 млн раз больше Солнца. Верхняя половина изображения смещена

относительно нижней за счет доплеровского сдвига спектральных линий:

в верхней части газ удаляется от нас, а в нижней – приближается к нам)

Нейтронные звезды

 

Существуют звезды, масса которых близка к массе Солнца, но радиус составляет 1/50000 от солнечного (10-20 км). Они называются так, потому что состоят из огромного сгустка нейтронов. Образование нейтронных звезд является еще одним из этапов эволюции звезды. При массе 1,5 солнечной под действием гравитационных сил электроны «вталкиваются» в протоны, происходит ß-захват, протоны становятся нейтронами, и звезда превращается в намагниченную нейтронную звезду – пульсар. Вещество таких звезд находится под действием мощного магнитного поля, размер составляет лишь несколько десятков километров, скорость вращения вокруг оси – сотни оборотов в минуту. Колоссальная плотность нейтронной звезды приводит к такому искривлению пространства вокруг нее, что вещество звезды стремится к сжатию в точку.

В 1967 г. были открыты пульсары – космические источники радио, оптического, рентгеновского и гамма-излучения, приходящие на Землю в виде периодически повторяющихся всплесков. Сейчас известно несколько сот пульсаров. У радиопульсаров (быстровращающихся нейтронных звезд) периоды импульсов – 0,03-4 с, у рентгеновских пульсаров (двойных звезд, где к нейтронной звезде перетекает вещество от второй, обычной, звезды) периоды составляют несколько секунд и более. Одной из стадий эволюции нейтронных звезд является образование новой и сверхновой звезды.

Сверхновые звезды

 

Нейтронная звезда может увеличиваться в объеме, сбрасывая свою газовую оболочку, и в течение нескольких суток выделять энергию, равную миллиардам солнц. Звезда излучает света больше, чем миллиарды звезд той галактики, в которой произошла вспышка. Энергия 10-секундной вспышки сверхновой в 100 раз больше, чем излучало бы Солнце за все 10 млрд лет своей жизни. Затем, исчерпав ресурсы, звезда тускнеет, и на месте вспышки остается газовая туманность. В результате вспышек сверхновых звезд в межзвездное пространство непрерывно поступают тяжелые и сверхтяжелые элементы, которые постепенно перемешиваются с межзвездным газом. Эти элементы входят в гигантский круговорот вещества в пределах галактики с последующим образованием звезд с иным, все усложняющимся химическим составом. Это единственно удовлетворительный ответ на вопрос о происхождении практически всех элементов таблицы Менделеева, кроме водорода, основной материи Вселенной, рожденной в чудовищной вспышке Большого взрыва. Небо только кажется спокойным. В нем постоянно происходят катастрофы и рождаются новые и сверхновые звезды.

Межзвездная среда

 

Межзвездная среда – это вещество и поля, заполняющие межзвездное пространство внутри галактик. Состав: межзвездный газ, пыль (1% массы газа), межзвездные магнитные поля, космические лучи, а также невидимая «темная материя». Химический состав межзвездной среды – продукт ядерного синтеза в звездах. На протяжении своей жизни звезды испускают звездный ветер, который возвращает в среду элементы из атмосферы звезды. А в конце жизни звезды с нее сбрасывается оболочка, обогащая межзвездную среду продуктами ядерного синтеза.

Пространственное распределение межзвездной среды нетривиально. Помимо общегалактических структур, таких как перемычка и спиральные рукава галактик, есть и отдельные холодные и теплые облака, окруженные более горячим газом. Основная особенность межзвездной среды – ее крайне низкая плотность – 0,1-1000 атомов в
1 см3.

Контрольные вопросы

1. Что представляет собой по структуре Метагалактика?

2. Какова причина неравномерного распределения звезд и галактик в пространстве?

3. В чем заключаются однородность и нестационарность Вселенной?

4. Что представляет собой «темное вещество» Вселенной?

5. Что представляет собой галактика, и какова их роль во Вселенной?

6. Как отличаются галактики по форме?

7. Как отличаются галактики по активности?

8. Что склонны образовывать галактики?

9. Опишите галактику «Млечный путь».

10. Что такое квазары и каковы их основные характеристики?

11. Что представляют собой звезды и каковы их основные характеристики?

12. Опишите эволюцию звезд.

13. Что такое черные дыры? Как они образуются?

14. Как возникают нейтронные звезды и какова их характеристика?

15. Как возникают сверхновые звезды?

16. Опишите газопылевую среду.







Дата добавления: 2015-09-15; просмотров: 927. Нарушение авторских прав; Мы поможем в написании вашей работы!


Рекомендуемые страницы:


Studopedia.info - Студопедия - 2014-2021 год . (0.013 сек.) русская версия | украинская версия