Строение спиральной галактики

Дополнительные задачи[править]

Дано:

π′′=0.198,{\displaystyle \pi ^{\prime \prime }=0.198,}μ=,658′′,{\displaystyle \mu =0,658^{\prime \prime },}vr=−26.3{\displaystyle v_{r}=-26.3} км/с
Найти: vt−?,v−?{\displaystyle v_{t}-?,v-?}Решение:v1=4,74⋅μπ;{\displaystyle v_{1}=4,74\cdot {\frac {\mu }{\pi }};}v1=4,74⋅,658,198≈15,8(KMc);{\displaystyle v_{1}=4,74\cdot {\frac {0,658}{0,198}}\approx 15,8\left({\frac {\mathrm {KM} }{\mathrm {c} }}\right);}v=(−26,3)2+15,82=30,7(KMc){\displaystyle v={\sqrt {(-26,3)^{2}+15,8^{2}}}=30,7\left({\frac {\mathrm {KM} }{\mathrm {c} }}\right)}
Ответ: 15,8{\displaystyle 15,8} км/с и 30,7{\displaystyle 30,7} км/с

По периоду обращения Солнца приблизительно оцените массу Галактики в массах Солнца. (Воспользуйтесь третьим уточненным законом Кеплера.)

M=v2r6{\displaystyle M={\frac {v^{2}r}{6}}}

1.1.3 Вращение диска

Основным движением объектов как звездных, так и газовых дисков галактик является их вращение. Хаотические движения звезд и газовых облаков обычно характеризуются существенно меньшими скоростями, и в первом приближении ими можно пренебречь. В соответствии с этим центробежная сила, приходящаяся на единицу массы на заданном расстоянии от центра диска и компенсирующая градиент общего гравитационного потенциала, оказывается практически одинаковой как для звезд, так и для газовых облаков. Поэтому скорость вращения  измеряют, как правило, по межзвездному газу. И приводимое ниже разбиение кривых вращения на два типа в равной мере применимо как к звездному, так и к газовому диску [].

К настоящему времени опубликованы хорошие обзоры кривых вращения большого числа спиральных галактик (см., например, ). Имеются подробные данные по кривой вращения Галактики . Из этих результатов следует, что кривые вращения плоских галактик можно разделить на два типа.

Рис. 1.1. Кривые вращения плоских галактик (схематично): a — одногорбая кривая; б — двугорбая.

До недавнего времени почти все галактики считались обладающими одногорбыми кривыми вращения. Однако с возрастанием разрешающей способности наблюдений в ряде из них отчетливо проявилась двугорбость кривых вращения — например, в галактиках NGC 1566, 2590, 2608, 2708, 3200, 4321, 1553 и др. . Действительно, нетрудно видеть, что интервал между центром диска и внутренним горбом кривой вращения ( кпк) уже на расстоянии, большем  Мпк, виден под углом, меньшим 10 угловых секунд. По этой причине выявление внутренних горбов на кривых вращения не очень близких галактик представляет собой довольно сложную наблюдательную задачу.

В 1986-1992 гг на 6-метровом телескопе (САО) была реализована наблюдательная программа по исследованию вращения внутренних областей спиральных галактик . Среди изученных объектов по крайней мере у половины кривая вращения может иметь локальные экстремумы.

Причина двугорбости кривых вращения плоских галактик окончательно не ясна. Укажем, однако, два варианта объяснения этого феномена. Во-первых, концентрированное и в то же время массивное центральное образование (балдж) в не очень плотном диске создает в своей внешней части такой градиент гравитационного потенциала, в котором величина должна убывать []. Если же такой балдж еще и сплюснут (типа линзы), то  может убывать быстрее, чем по кеплеровскому () закону. На эту возможность впервые было указано в работе [], а подробное ее обсуждение содержится в монографии Фридмана и Поляченко []. Другой вариант был предложен Засовым [] (см. также — []) и состоит в том, что плотный диск с «дырой» в центральной его части позволяет создать двугорбую кривую вращения даже при относительно умеренной концентрации плотности балджа в центре.

Типичные значения максимальной скорости вращения галактик лежат в пределах  км/с. Для Галактики эта величина составляет  км/с.

Интересной особенностью многих галактик является неубывание кривой вращения на далекой периферии ( ), где плотность вещества диска уменьшается на порядок и больше. Так, например, у Галактики не обнаруживается заметного уменьшения величины  вплоть до  кпк , а возможно, и до  кпк []. Впрочем, кривая вращения строится по наблюдениям газа, и можно поставить вопрос о правомерности приравнивания скоростей для газовой и звездной составляющих.

Вернемся теперь к вопросу об отклонениях движения объектов диска от чисто круговых траекторий, характеризуемых радиусом орбиты  const и угловой скоростью . Пусть равновесный гравитационный потенциал, создаваемый распределением всего вещества галактики в ее плоскости, есть , а орбитальный момент объекта единичной массы. Тогда движение такого объекта в радиальном направлении происходит в эффективном гравитационном потенциале  []. Соответствующее уравнение движения имеет вид 

Однако в точке минимума  (круговая орбита ) 
Поэтому при  уравнение движения принимает вид 
откуда следует, что движение рассматриваемого объекта в радиальном направлении при малых  оказывается гармоническим и характеризуется частотой 

называемой эпициклической. Отметим, что в случае твердотельного вращения , для кеплеровского вращения частоты вращения и эпициклическая совпадают, а на участках кривых вращения типа «плато» .

(в этих оценках полагаем массу сфероидальной подсистемы порядка или меньше массы диска). Тогда 
В частности, по данным наблюдений в окрестности Солнца в Галактике [. Этот результат позволит нам при построении теории равновесия и устойчивости звездного диска рассматривать отношение  как малый параметр.

Литература

• Физическая энциклопедия / под ред. А. М. Прохорова, ст. «Галактический центр»
• Агекян Т. А. Звезды, галактики, метагалактика.
• Каплан С. А., Пикельнер С. Б. Физика межзвездной среды. — М. — 1979
• Кардашев Н. С. Феноменологическая модель ядра Галактики // в кн. Итоги науки и техники. Серия Астрономия, т. 24. — М. — 1983.
• Melia Fulvio. The Black Hole in the Center of Our Galaxy, Princeton U Press, 2003 (англ. )
• Eckart A., Schödel R., Straubmeier C. The Black Hole at the Center of the Milky Way. — London: Imperial College Press. — 2005 (англ. )
• Melia Fulvio. The Galactic Supermassive Black Hole. — Princeton U Press, 2007 (англ. )

Какую форму имеет Млечный Путь?

При изучении галактик Эдвин Хаббл классифицировал их на различные виды эллиптических и спиральных. Спиральные галактики имеют форму диска, внутри которого находятся спиральные рукава. Поскольку Млечный путь имеет форму диска наряду со спиральными галактиками, логично предположить, что он, вероятно, является спиральной галактикой.

В 1930-х годах Р. Дж. Трюмплер понял, что оценки размера галактики Млечный Путь, совершенные Капетином и другими учеными, были ошибочными, поскольку измерения основывались на наблюдениях с помощью волн излучения в видимой области спектра. Трюмплер пришел к выводу, что огромное количество пыли в плоскости Млечного Пути поглощает свет видимого излучения. Поэтому далекие звезды и их скопления кажутся более призрачными, чем они есть на самом деле. В связи с этим, для получения точного изображения звезд и звездных скоплений внутри Млечного Пути, астрономы должны были найти способ видеть сквозь пыль.

В 1950-х годах были изобретены первые радиотелескопы. Астрономы обнаружили, что атомы водорода излучают радиацию в радиоволнах, и что такие радиоволны могут проникнуть сквозь пыль в Млечном Пути. Таким образом, стало возможно увидеть спиральные рукава этой галактики. Для этого использовалась пометка звезд по аналогии с пометками при измерениях расстояний. Астрономы поняли, что звезды спектрального класса O и B могут послужить для достижения этой цели.

Такие звезды имеют несколько особенностей:

• яркость – они весьма заметны и часто встречаются в небольших группах или объединениях;
• тепло – они излучают волны разной длины (видимые, инфракрасные, радиоволны);
• короткое время жизни – они живут около 100 миллионов лет. Учитывая скорость, с которой звезды вращаются в центре галактики, они не перемещаются далеко от места рождения.

Астрономы могут использовать радиотелескопы для точного сопоставления позиций звезд спектрального класса O и B, и, руководствуясь доплеровскими смещениями радиоспектра, определять скорость их движения. После проведения таких операций со многими звездами, ученые смогли выпустить комбинированные радио и оптические карты спиральных рукавов Млечного пути. Каждый рукав назван по имени созвездия, существующего в нем.

Астрономы считают, что движение материи вокруг центра галактики создает волны плотности (области высокой и низкой плотности), такие же, как вы видите, перемешивая тесто на торт электрическим миксером. Полагается, что эти волны плотности вызвали спиральный характер галактики.

Таким образом, рассматривая небо в волнах разной длины (радио, инфракрасные, видимые, ультрафиолетовые, рентгеновские) с помощью различных наземных и космических телескопов, можно получить различные изображения Млечного Пути.

Рождение галактик

Галактики появились на свет вскоре после звезд. Считается, что первые светила вспыхнули никак не позднее, чем спустя 150 млн лет после Большого взрыва. В январе 2011 года команда астрономов, обрабатывавших информацию с космического телескопа «Хаббл», сообщила о вероятном наблюдении галактики, чей свет ушел в космос через 480 млн лет после Большого взрыва. В апреле еще одна исследовательская группа обнаружила галактику, которая, по всей вероятности, уже вполне сформировалась, когда юной Вселенной было около 200 млн лет.

Условия для рождения звезд и галактик возникли задолго до его начала. Когда Вселенная прошла возрастную отметку в 400 000 лет, плазма в космическом пространстве заменилась смесью из нейтрального гелия и водорода. Этот газ был еще чересчур горяч, чтобы стянуться в молекулярные облака, дающие начало звездам. Однако он соседствовал с частицами темной материи, изначально распределенными в пространстве не вполне равномерно — где чуть плотнее, где разреженнее. Они не взаимодействовали с барионным газом и потому под действием взаимного притяжения свободно стягивались в зоны повышенной плотности. Согласно модельным вычислениям, уже через сотню миллионов лет после Большого взрыва в космосе образовались облака темной материи величиной с нынешнюю Солнечную систему. Они объединялись в более крупные структуры, невзирая на расширение пространства. Так возникли скопления облаков темной материи, а потом и скопления этих скоплений. Они втягивали в себя космический газ, предоставляя ему возможность сгущаться и коллапсировать. Таким путем появились первые сверхмассивные звезды, которые быстро взрывались сверхновыми и оставляли после себя черные дыры. Эти взрывы обогащали космическое пространство элементами тяжелее гелия, которые способствовали охлаждению коллапсирующих газовых облаков и потому делали возможным появление менее массивных звезд второго поколения. Такие звезды уже могли существовать миллиарды лет и потому были в состоянии формировать (опять-таки с помощью темной материи) гравитационно связанные системы. Так возникли долгоживущие галактики, в том числе и наша.

«Многие детали галактогенеза еще скрыты в тумане, — говорит Джон Корменди. — В частности, это относится к роли черных дыр. Их массы варьируют от десятков тысяч масс Солнца до абсолютного на сегодняшний день рекорда в 6,6 млрд солнечных масс, принадлежащего черной дыре из ядра эллиптической галактики М87, расположенной в 53,5 млн световых лет от Солнца. Дыры в центрах эллиптических галактик, как правило, окружены балджами, составленными из старых звезд. Спиральные галактики могут вовсе не иметь балджей или же обладать их плоскими подобиями, псевдобалджами. Масса черной дыры обычно на три порядка меньше массы балджа — естественно, если оный наличествует. Эта закономерность подтверждается наблюдениями, охватывающими дыры массой от миллиона до миллиарда солнечных масс».

Как полагает профессор Корменди, галактические черные дыры набирают массу двумя путями. Дыра, окруженная полноценным балджем, растет за счет поглощения газа, который приходит к балджу из внешней зоны галактики. Во время слияния галактик интенсивность поступления этого газа резко возрастает, что инициирует вспышки квазаров. В результате балджи и дыры эволюционируют параллельно, что и объясняет корреляцию между их массами (правда, могут работать и другие, еще неизвестные механизмы).

Исследователи из Питтсбургского университета, Калифорнийского университета в Ирвине и Атлантического университета Флориды смоделировали ситуацию столкновения Млечного пути и предшественницы карликовой эллиптической галактики в Стрельце (Sagittarius Dwarf Elliptical Galaxy, SagDEG). Они проанализировали два варианта столкновений — с легкой (3х1010 масс Солнца) и тяжелой (1011 масс Солнца) SagDEG. На рисунке показаны результаты 2,7 млрд лет эволюции Млечного пути без взаимодействия с карликовой галактикой и с взаимодействием с легким и тяжелым вариантом SagDEG.

Иное дело безбалджевые галактики и галактики с псевдобалджами. Массы их дыр обычно не превышают 104−106 солнечных масс. По мнению профессора Корменди, они подкармливаются газом за счет случайных процессов, которые происходят недалеко от дыры, а не простираются на целую галактику. Такая дыра растет вне зависимости от эволюции галактики или ее псевдобалджа, чем и обусловлено отсутствие корреляции между их массами.

Классификация и структура галактик

Мно­го­об­ра­зие на­блю­дае­мых форм Г. по­тре­бо­ва­ло раз­ра­бот­ки их клас­си­фи­ка­ции. Пер­вая клас­си­фи­ка­ция Г., дан­ная в 1920-х гг. Э. П. Хабб­лом, ока­за­лась на­столь­ко удач­ной, что с не­боль­ши­ми мо­ди­фи­ка­ция­ми ис­поль­зу­ет­ся до на­стоя­ще­го вре­ме­ни. Все Г. бы­ли раз­де­ле­ны на три ти­па: эл­лип­ти­че­ские, спи­раль­ные и ир­ре­гу­ляр­ные (рис.). Эл­лип­ти­че­ские га­лак­ти­ки ли­ше­ны струк­тур­ных де­та­лей и под­раз­де­ля­ют­ся на под­ти­пы от E0 до E7 по сте­пе­ни сжа­тия. Спи­раль­ные га­лак­ти­ки, об­ла­даю­щие дис­ка­ми, как это вид­но у Г., на­блю­дае­мых «с реб­ра», со­став­ля­ют две по­сле­до­ва­тель­но­сти – нор­маль­ных (S) и пе­ре­се­чён­ных (SB) спи­раль­ных Г. У пер­вых спи­раль­ные вет­ви на­чи­на­ют­ся от яр­ко­го цен­траль­но­го сгу­ще­ния (балд­жа), у вто­рых в цен­тре, по­ми­мо центрального сгу­ще­ния, име­ет­ся бар (пе­ре­мыч­ка), из кон­цов ко­то­ро­го и на­чи­на­ют­ся спи­раль­ные вет­ви. По сте­пе­ни за­кру­чен­но­сти спи­раль­ных вет­вей, раз­ли­чи­мо­сти в них де­та­лей и от­но­си­тель­ной яр­ко­сти цент­раль­но­го сгу­ще­ния и спи­ра­лей обе по­сле­до­ва­тель­но­сти под­раз­де­ля­ют­ся на ряд под­ти­пов (Sa, Sb и т. д.). Ир­ре­гу­ляр­ные Г. (не­пра­виль­ные га­лак­ти­ки) ха­рак­те­ри­зу­ют­ся от­сут­ст­ви­ем цент­раль­но­го сгу­ще­ния и не­пра­виль­ной фор­мой. Мо­ди­фи­ка­ция хабб­лов­ской клас­си­фи­ка­ции све­лась к вве­де­нию про­ме­жу­точ­но­го ме­ж­ду эл­лип­ти­че­ски­ми и спи­раль­ны­ми Г. клас­са S0 (Г. с дис­ком, но без спи­раль­ных вет­вей, лин­зо­вид­ные), под­раз­де­ле­нию ир­ре­гу­ляр­ных Г. на два под­ти­па (Irr I и Irr II; раз­ли­чие ме­ж­ду ни­ми в том, что у пер­вых на­блюда­ет­ся боль­шое чис­ло струк­тур­ных де­та­лей, а вто­рые аморф­ны) и вве­де­нию па­ра­мет­ра r, ха­рак­те­ри­зую­ще­го на­ли­чие в центральной час­ти коль­це­вых струк­тур. Не­боль­шое чис­ло Г., не ук­лады­ваю­щих­ся в эту клас­си­фи­ка­цию, на­зы­ва­ют пе­ку­ляр­ны­ми (осо­бен­ны­ми). При­мер пе­ку­ляр­ной Г. при­ве­дён на ри­с. д (т. н. га­лак­ти­ка с по­ляр­ным коль­цом). Струк­тур­ные осо­бен­но­сти час­то свя­за­ны с гра­ви­тац. взаи­мо­дей­ст­ви­ем меж­ду близ­ки­ми Г. (взаи­мо­дей­ст­вую­щие га­лак­ти­ки) ли­бо со след­ст­вия­ми взаи­мо­дей­ст­вия в про­шлом. Во­об­ще взаи­мо­дей­ст­вие, а ино­гда и по­гло­ще­ние Г. бо­лее мас­сив­ным парт­нё­ром, яв­ля­ет­ся важ­ным фак­то­ром в эво­лю­ции га­лак­тик. В ча­ст­но­сти, эл­лип­тич. Г. боль­шой мас­сы и све­ти­мо­сти (ги­гант­ские эл­лип­тич. Г.), по-ви­ди­мо­му, пред­став­ля­ют со­бой ре­зуль­тат по­гло­ще­ния мас­сив­ной Г. сво­их бо­лее мел­ких со­се­дей.

Гало

Границы нашей Галактики определяются размерами гало. Радиус гало значительно больше размеров диска и, по некоторым данным, достигает нескольких сотен тысяч световых лет. Центр симметрии гало Млечного Пути совпадает с центром галактического диска.

Состоит гало в основном из очень старых, неярких маломассивных звезд. Они встречаются как поодиночке, так и в виде шаровых скоплений, которые могут включать в себя более миллиона звезд. Возраст населения сферической составляющей Галактики превышает 10 млрд. лет. Его обычно принимают за возраст самой Галактики.

Характерной особенностью звезд гало является чрезвычайно малая доля в них тяжелых химических элементов. Звезды, образующие шаровые скопления, содержат металлов в сотни раз меньше, чем Солнце.

Звезды сферической составляющей концентрируются к центру Галактики. Центральная, наиболее плотная часть гало в пределах нескольких тысяч световых лет от центра Галактики называется балдж (в переводе c английского “утолщение”).

Звезды и звездные скопления гало движутся вокруг центра Галактики по очень вытянутым орбитам. Из-за того что вращение отдельных звезд происходит почти беспорядочно (т. е. скорости соседних звезд могут иметь самые различные направления), само гало в целом вращается очень медленно.

Основные характеристики галактик

Фотографии галактик различных типов: а – эллиптическая галактика NGC 4697 (тип E6, по классификации Хаббла); б – спиральная галактика NGC 1300 (тип SBb); в – спиральная галактика NGC…

Для оп­ре­де­ле­ния фун­дам. па­ра­мет­ров Г. (ли­ней­но­го раз­ме­ра, све­ти­мо­сти и мас­сы) не­об­хо­ди­мо знать рас­стоя­ние до неё. Для близ­ких Г., в ко­то­рых уда­ёт­ся вы­де­лить отд. объ­ек­ты (ин­ди­ка­то­ры рас­стоя­ний), рас­стоя­ние оп­ре­де­ля­ет­ся срав­не­ни­ем их ви­ди­мых звёзд­ных ве­ли­чин или уг­ло­вых раз­ме­ров с аб­со­лют­ны­ми звёзд­ны­ми ве­ли­чи­на­ми или ли­ней­ны­ми раз­ме­ра­ми, из­вест­ны­ми для ин­ди­ка­то­ров за­ра­нее. Для да­лё­ких Г., в ко­то­рых ин­ди­ка­то­ры вы­де­лить не уда­ёт­ся, рас­стоя­ние оп­ре­де­ля­ет­ся по вы­зван­но­му эф­фек­том До­п­ле­ра крас­но­му сме­ще­нию ли­ний в спек­трах Г., об­на­ру­жен­но­му в 1910-х гг. В. М. Слай­фе­ром. Как по­ка­зал Э. П. Хаббл, су­ще­ст­ву­ет пря­мая про­пор­цио­наль­ность ме­ж­ду най­ден­ны­ми по крас­но­му сме­ще­нию лу­че­вы­ми ско­ро­стя­ми Г. и рас­стоя­ния­ми до них. Ко­эф. про­пор­цио­наль­но­сти в этой за­виси­мо­сти (по­сто­ян­ная Хабб­ла), по со­вре­менным дан­ным, рав­ня­ет­ся (с точ­но­стью до 10–15%) 65 км/(с·Мпк). Раз­брос све­ти­мо­стей Г., ус­та­нов­лен­ных по их ин­те­граль­ным ви­ди­мым звёзд­ным ве­ли­чи­нам и рас­стоя­ни­ям, со­став­ля­ет при­мер­но от –10-й звёзд­ной ве­ли­чи­ны у кар­ли­ко­вых Г. до –23-й звёзд­ной ве­личи­ны у ги­гант­ских Г. Ли­ней­ные раз­ме­ры на­хо­дят­ся в пре­де­лах при­мер­но от 1 кпк до не­сколь­ких де­сят­ков ки­ло­парсек.

Как по­ка­зы­ва­ют спек­траль­ные на­блю­де­ния, спи­раль­ные Г. вра­ща­ют­ся во­круг оси, пер­пен­ди­ку­ляр­ной плос­ко­сти их дис­ков. За­ви­си­мость ли­ней­ной ско­ро­сти вра­ще­ния га­лак­тик, оп­ре­де­ляе­мой по эф­фек­ту До­п­ле­ра, от рас­стоя­ния до цен­тра Г. на­зы­ва­ет­ся кри­вой вра­ще­ния. По­строе­ние кри­вой вра­ще­ния для Г. с из­вест­ным рас­стоя­ни­ем ис­поль­зу­ет­ся для оп­ре­де­ле­ния масс Г. По­ве­де­ние кри­вых вра­ще­ния на да­лё­кой пе­ри­фе­рии Г. за­став­ля­ет пред­по­ла­гать, что в га­лак­ти­че­ской ко­ро­не по­ми­мо све­тя­щей­ся ма­те­рии име­ет­ся тём­ное га­ло, со­дер­жа­щее за­мет­ную часть об­щей мас­сы. При­ро­да этой «тём­ной ма­те­рии» (скры­той мас­сы) не­из­вест­на. Мас­сы эл­лип­тич. Г., не об­ла­даю­щих за­мет­ным вра­ще­ни­ем, оп­ре­де­ля­ют­ся с при­ме­не­нием тео­ре­мы ви­риа­ла по ши­ри­не аб­сорб­ци­он­ных ли­ний в их спек­трах. Мас­сы Г. за­клю­че­ны в пре­де­лах от 105 до 1012 масс Солн­ца. Эти чис­ла оп­ре­де­ля­ют и при­мер­ное чис­ло звёзд в га­лак­тиках.

Структура Галактики

Диаметр Галактики составляет около 30 тыс. парсек (порядка 100000 световых лет) при оценочной средней толщине порядка 10-15 тыс. св. лет. Галактика содержит, по самой низкой оценке, порядка 200 миллиардов звёзд. (Сделанная на Земле оценка по состоянию на начало XXI века дала цифру в диапазоне предположений от 200 до 400 миллиардов звёзд.) Основная масса звёзд расположена в форме плоского диска. По состоянию на январь 2009, масса Галактики Земной наукой оценивалась в 3×10¹² масс Солнца, или 6×10⁴² кг. Большая часть массы Галактики содержится не в звёздах и межзвёздном газе, а в несветящемся гало из тёмной материи.

Ядро

В средней части Галактики находится утолщение, которое называется балджем (англ. bulge — утолщение), составляющее около 8 тыс. парсек в поперечнике. В центре Галактики, по всей видимости, располагается сверхмассивная чёрная дыра (Стрелец А*) вокруг которой, предположительно, вращается чёрная дыра средней массы. Их совместное гравитационное действие на соседние звёзды заставляет последние двигаться по необычным траекториям.

Центр ядра галактики проецируется на созвездие Стрельца (α = 265°, δ = −29°). Расстояние до центра Галактики 8,5 килопарсек (2,62 · 1022 см, или 27 700 световых лет).

Рукава

Галактика относится к классу спиральных галактик, что означает, что у Галактики есть спиральные рукава, расположенные в плоскости диска. Диск погружён в гало сферической формы, а вокруг него располагается сферическая же корона. Солнечная система находится на расстоянии 8,5 тысяч парсек от галактического центра, вблизи плоскости Галактики (смещение к Северному полюсу Галактики составляет всего 10 парсек), на внутреннем краю рукава, на Земле все ещё носящего название рукав Ориона. Такое расположение не даёт возможности визуально наблюдать форму рукавов из Солнечной системы. (Невозможно визуально наблюдать Галактически рукава из любой иной звёздной системы Федерации или любой другой, расположенной в Галактическом диске. Спиральные рукава галактики можно визуально наблюдать только с корабля, отдалившегося от галактического диска минимум на величину его толщины.) Уже более чем тысячелетней давности Вулканские астрономические наблюдения (Земные астрономы повторили эти наблюдения в 1-й четверти XXI столетия по Земному календарю) молекулярного газа (СО) говорили о том, что у нашей Галактики есть два рукава, начинающиеся у бара во внутренней части Галактики. Кроме того, во внутренней части есть ещё пара рукавов. Затем эти рукава переходят в четырехрукавную структуру, наблюдаемую в линии нейтрального водорода во внешних частях Галактики.

Галактические спутники

В своё время Земные учёные из Калифорнийского университета при исследовании 18 мая 2009 распространённости водорода в областях, подвергающихся искажению, обнаружили, что эти деформации тесно связаны с положением орбит двух галактик-спутников Млечного Пути — Большого и Малого Магеллановых облаков, которые регулярно проходят сквозь окружающую его тёмную материю. Имеются и иные, ещё менее близкие к Млечному Пути галактики, однако их роль (спутники или поглощаемые Млечным Путём тела) не ясна.

Структура и состав Млечного пути

Ядро состоит из миллиардов звёзд. Предположительно в его центре расположена чёрная дыра. В самом центре ядра расположен балдж. Он представляет собой яркую сфероидальную часть, состоящую из плотного звёздного скопления. Размер балджа варьируется от сотен парсек до нескольких килопарсек.

Парсек

Перемычка имеет протяжённость примерно 27 тысяч световых лет. Как известно, проходит она через центр галактики. Притом приблизительно под углом 44 градуса по отношению к границе между Солнцем и самим центром.

В состав Диска входят звёзды, созвездия, газ и пыль. Примерный размер диаметра диска равен 100 тысячам световых лет. Однако, скорость движения в диске неравномерна, в зависимости от расстояния от ядра.В районе диска располагаются газовые облака и молодые созвездия.

Корона Млечного пути (гало) имеет в своём составе шаровые скопления, звёзды и созвездия. Также здесь находятся карликовые галактики и большое количество горячего газа. Что интересно, движение объектов короны вокруг ядра происходит по вытянутым орбитам. Притом, их скорость может быть разной. В конце концов, вращение получается медленным.Форма короны сферическая. А её возраст практически равен возрасту Млечного пути.

Корона Млечного пути

Газовое кольцо находится между центром галактики и его рукавами. Содержит в себе огромную концентрацию пыли и газа. На самом деле, в нём происходит активное образование звёзд.

Спиральные рукава расположены в плоскости диска. А он в свою очередь, находится в короне. У Млечного пути выделено пять основных рукавов:

• Лебедя;
• Персея;
• Ориона;
• Стрельца;
• Центавра.

Солнце находится в рукаве Ориона. Точнее с его внутренней стороны. Помимо этого, оно находится ближе к району диска. Примерно на расстоянии 27 тысяч световых лет от ядра. Скорость движения Солнца очень велика. Ориентировочно она составляет 250 км в секунду. К тому же, происходит движение вокруг галактического центра. Для того, чтобы совершить полный оборот по всей галактике, необходимо приблизительно 240 миллионов лет.

Наша Галактика[править]

Что такое галактика?править

Галактика — это скопление звезд и звездных систем, которые вращаются, в свою очередь, вокруг общего центра масс. Проще говоря, это великое множество планетных систем, звезд, межзвездного газа, метеоритов, карликовых планет и астероидов, которые под действием взаимной гравитации собрались вместе и вращаются вокруг центра масс.

Млечный Путьправить

Млечный Путь — это одна из миллиардов галактик находящийся во Вселенной, в которой находится наша звезда — Солнце и вращающиеся вокруг неё планеты.

Млечный Путь относится к галактикам спирального типа. При этом он имеет перемычку в виде огромной звездной системы, связанной между собой гравитационными силами. Считается, что Млечный Путь существует уже более тринадцати миллиардов лет. Это период, в течение которого в данной Галактике образовалось порядка 400 млрд созвездий и звезд, свыше тысячи огромных по своим размерам газовых туманностей, скоплений и облаков.

Наиболее плотная центральная область нашей галактики расположена в созвездии Стрельца и называется Ядром нашей галактики.

Группы из большого числа звёзд в Галактике называют звёздными скоплениями, примером которых являются различного рода шаровые и другие скопления звёзд.

Строение нашей галактикиправить

На рисунке 27.1 показано строение нашей галактики (вид с «ребра»). Укажите положение солнца в Галактике и основные её структурные элементы: ядро, диск, гало, корону, центральное сгущение (балдж).

Схема нашей галактикиправить

Изобразите схематично нашу Галактику в виде «сверху» и стрелками укажите положение Солнца, ядра, спиральные рукава.

Общие сведения о нашей галактикеправить

Состав гало и диска галактикиправить

Из перечисленного состава «населения» (Галактики выпишите отдельно объекты, относящиеся к гало и диску:

1. красные гиганты;
2. долгопериодические цефеиды;
3. голубые гиганты;
4. короткопериодические цефеиды;
5. красные карлики;
6. газопылевые облака;
7. шаровые звёздные скопления;
8. рассеянные звёздные скопления;

Гало — 1, 4, 5, 7. Диск — 2, 3, 6, 8.

Млечный Путь

Наша галактика Млечный Путь, называемая также просто Галактикой, является большой спиральной галактикой с перемычкой, диаметром около 30 килопарсек (или 100 тыс.световых лет) и толщиной 1000 световых лет (до 3000 в районе балджа). Солнце с Солнечной системой находятся внутри галактического диска, наполненного пылью, поглощающей свет. Поэтому на небе мы видим полосу звёзд, но клочковатую, напоминающую сгустки молока. Из-за поглощения света Млечный Путь как галактика изучен не до конца: не построена кривая вращения, до конца не выяснен морфологический тип, неизвестно число спиралей и т. д. Галактика содержит около 3•1011 звёзд, а её общая масса составляет около 3•1012масс Солнца.

Большую роль в изучении Млечного Пути играют исследования скоплений звёзд – относительно небольших гравитационно связанных объектов, содержащих от сотен до сотен тысяч звёзд. Их гравитационная связанность, вероятно, вызвана единством происхождения. Поэтому, исходя из теории эволюции звёзд и зная расположение звёзд скопления на диаграмме Герцшпрунга – Рассела, можно рассчитать возраст скопления. Скопления делятся на рассеянные и шаровые.

• Шаровые – старые звёздные скопления, имеющие шаровидную форму, концентрирующиеся к центру Галактики. Отдельные шаровые скопления могут иметь возраст свыше 12 млрд. лет.
• Рассеянные – относительно молодые скопления, имеют возраст до 2 млрд. лет, в некоторых ещё идут процессы звездообразования. Самые яркие звёзды рассеянных скоплений – молодые звёзды спектральных классов B или A, а в самых молодых скоплениях ещё есть голубые сверхгиганты (класс O).

Вследствие своих небольших (относительно космологических масштабов) размеров, звёздные скопления напрямую могут наблюдаться только в Галактике и её ближайших соседях.

Ещё один тип объектов, доступный для наблюдения только в окрестностях Солнца, – двойные звёзды. Значимость двойных звёзд для исследования различных процессов, происходящих в галактике, объясняется тем, что благодаря им возможно определить массу звезды, именно в них можно изучить процессы аккреции. Новые и сверхновые типа Ia – это тоже результат взаимодействия звёзд в тесных двойных системах.

Астрофизические параметры и типы галактик

Первые исследования космоса, проведенные в начале XX века, дали обильную почву для размышлений. Обнаруженные в объектив телескопа космические туманности, которых со временем насчитали более тысячи, представляли собой интереснейшие объекты во Вселенной. Длительное время эти светлые пятна на ночном небе считались скоплениями газа, входящими в структуру нашей галактики. Эдвин Хаббл в 1924 году сумел измерить расстояние до скопления звезд, туманностей и сделал сенсационное открытие: эти туманности — ни что иное, как далекие спиралевидные галактики, самостоятельно странствующие в масштабах Вселенной.

Американский астроном впервые предположил, что наша Вселенная – это множество галактик. Исследования космоса в последней четверти XX века, наблюдения, сделанные с помощью космических аппаратов и техники, включая знаменитый телескоп Хаббл, подтвердили эти предположения. Космос безграничен и наш Млечный путь — далеко не самая крупная галактика во Вселенной и к тому же не является ее центром.

Усилиями Эдвина Хаббла мир получил систематизированную классификацию галактик, делящую их на три типа:

• спиральные;
• эллиптические;
• неправильные.

Эллиптические галактики и спиральные являются самыми распространенными типами. К ним относятся наша галактика Млечный Путь, а также соседняя с нами галактика Андромеда и многие другие галактики во Вселенной.

По классификации такие галактики обозначаются латинской буквой E. Все на сегодняшний день известные эллиптические галактики разделены на подгруппы E0-E7. Распределение по подгруппам осуществляется в зависимости от конфигурации: от галактик почти круглой формы (E0, E1 и E2)до сильно растянутых объектов с индексами E6 и E7. Среди эллиптических галактик встречаются карлики и настоящие гиганты, имеющие диаметры в миллионы световых лет.

К спиральным галактикам относятся два подтипа:

• галактики, представленные в виде пересеченной спирали;
• нормальные спирали.

Первый подтип выделяется следующими особенностями. По форме такие галактики напоминают правильную спираль, однако в центре такой спиральной галактики находится перемычка (бар), дающая начало рукавам. Такие перемычки в галактике обычно являются следствием физических центробежных процессов, делящих ядро галактики на две части. Существуют галактики с двумя ядрами, тандем которых и составляет центральный диск. Когда ядра встречаются, перемычка исчезает и галактика становится нормальной, с одним центром. Существует перемычка и в нашей галактике Млечный путь, в одном из рукавов которой находится наша Солнечная система. От Солнца к центру галактики путь по современным оценкам составляет 27 тыс. световых лет. Толщина рукава Ориона Лебедя, в котором пребывает наше Солнце и вместе с ним наша планета, составляет 700 тыс. световых лет.

В соответствии с классификацией спиральные галактики обозначаются латинскими буквами Sb. В зависимости от подгруппы, существуют и другие обозначения спиральных галактик: Dba, Sba и Sbc. Разница между подгруппами определяется длиной бара, его формой и конфигурацией рукавов.

Самый редкий тип — неправильные галактики. Эти вселенские объекты представляют собой крупные скопления звезд и туманностей, не имеющие четкой формы и структуры. В соответствии с классификацией они получили индексы Im и IO. Как правило, у структур первого типа диска нет или он слабо выражен. Нередко у таких галактик можно рассмотреть подобие рукавов. Галактики с индексами IO представляют собой хаотическое скопление звезд, облаков газа и темной материи. Яркими представителям такой группы галактик являются Большое и Малое Магелланово Облако.

Исходя из имеющейся классификации и по результатам исследований, можно с некоторой долей уверенности ответить на вопрос, сколько галактик во Вселенной и какого они типа. Больше всего во Вселенной спиральных галактик. Их более 55 % от общего количества всех вселенских объектов. Эллиптических галактик в два раза меньше — всего 22% от общего числа. Неправильных галактик, аналогичных Большому и Малому Магеллановым Облакам, во Вселенной только 5%. Одни галактики соседствуют с нами и находятся в поле зрения мощнейших телескопов. Другие находятся в самом дальнем пространстве, где преобладает темная материя и в объективе видна больше чернота бескрайнего космоса.