Общая астрономия. Звезды в галактиках


Карта сайта

            
Астрономия
древнейшая из наук
 Античная астрономия
 Хронология астрономии
 Современная астрономия
Основы астрономии
 Начала астрономии
 Время и небесная сфера
 Созвездия
 Движение небесных тел
 Астроприборы
 Астрофизика
 Обзоры астрооборудования
 Астрономические наблюдения

Общая астрономия
 Солнечная система
 Звезды
 Наша Галактика
 Внегалактическая астрономия
 Внеземные цивилизации
 Астрономы мира и знаменательные даты

Дополнительно
 Форумы Astrogalaxy.ru
 Астрономия для детей
 Планетарии России
 Это интересно
 Новости астрономии
 О проекте






Общая астрономия. Звезды в галактиках

Солнце — одна из ста миллиардов звезд, образующих гигантскую звездную систему, Галактику, которая представляется нам на небе широкой полосой Млечного Пути. В Галактике различают плоскую подсистему, имеющую вид диска с утолщением посередине, и сферическую подсистему, в которую этот диск погружен. Диск Галактики и ее сферическая подсистема содержат приблизительно одинаковое число звезд. Солнце принадлежит галактическому диску и отстоит от его центра на расстоянии двух третей радиуса диска. Радиусы диска и сферической подсистемы близки друг другу и составляют 15 килопарсеков (1 парсек (пс) — это около трех световых лет или 3•1018 см, 1 килопарсек (кпс) = 1000 пс). В диске Галактики, кроме звезд, имеется еще межзвездный газ и космическая пыль, масса которых составляет несколько процентов массы звезд; в сферической подсистеме газа и пыли практически нет. Среди звезд диска имеется заметное количество молодых ярких звезд, тогда как в сферической подсистеме такие звезды почти полностью отсутствуют. Диск Галактики вращается как целое; угловая скорость вращения разная на разных расстояниях от его центра.






В области, где находится Солнце, линейная скорость вращения диска составляет 220—250 км/с. Звезды диска обращаются вокруг центра по почти круговым орбитам; отклонения от кругового движения характеризуются скоростями, которые не превышают 20 км/с. У звезд сферической подсистемы, находящихся поблизости от Солнца, скорость общего регулярного вращения вокруг центра Галактики по крайней мере раз в пять меньше, чем у звезд диска. Звезды сферической подсистемы движутся по вытянутым орбитам, их типичные скорости измеряются двумя-тремя сотнями километров в секунду. Значительная часть звезд диска Галактики входит в различного рода группы. Не менее половины всех звезд входит в звездные пары, крупными образованиями являются рассеянные скопления, содержащие до тысячи звезд, связанных взаимным тяготением. Самые молодые звезды диска вместе с облаками газа и пыли располагаются широкими полосами — спиральными рукавами, которые яркими широкими дугами выходят из центральной области Галактики. Распределение звезд в сферической подсистеме более или менее сферически-симметрично. Приблизительно тысячная их доля входит в большие скопления, содержащие до миллиона звезд, которые называют шаровыми скоплениями. Звезды обеих подсистем Галактики сгущаются к центральной области — ее ядру, которое проявляет себя как источник повышенного радиоизлучения, а также излучения в инфракрасных, рентгеновских и гамма-лучах. Из ядра происходит, по-видимому, также истечение газа. Светимость Галактики, т. е. полная энергия, излучаемая всеми ее звездами в единицу времени, составляет 3•1037 Вт; это приблизительно в сто миллиардов раз больше светимости Солнца (4•1026 Вт). Полная масса звезд Галактики оценивается в 2 • 1044 г, что составляет сто миллиардов масс Солнца (2•1033 г). Массой и светимостью Солнца как мерой масс и светимостей звезд и звездных систем широко пользуются в астрономии и астрофизике. В последние годы выясняется, что Галактика обладает протяженной короной, простирающейся па расстояния, в десятки раз превышающие размеры диска и сферической подсистемы. Полная масса короны в несколько раз превышает суммарную массу всех звезд Галактики, но из-за больших размеров ее плотность невелика по сравнению с плотностью, создаваемой звездами и газо-пылевыми облаками. Корона проявляет себя тяготением, но не излучает света и в ней не обнаруживают ни звезд, ни облаков. О природе этих корон, окружающих галактики, об их «скрытых массах» будет рассказано подробнее немного позже.

Во Вселенной имеется большое число других звездных систем, галактик, подобных нашей Галактике. Галактики, обладающие дисковой подсистемой со спиральным узором, называют спиральными. Ближайшей к нам гигантской спиральной галактикой является знаменитая Туманность Андромеды. Ее масса и светимость раза в два больше, чем у Галактики. Другие спиральные галактики не так массивны; чаще всего их массы составляют миллиард или десять миллиардов масс Солнца, а светимости соответственно в 10—100 раз ниже светимости Галактики. Кроме спиральных, существуют эллиптические галактики, по своему строению и звездному населению подобные сферической подсистеме нашей Галактики. В них практически нет газо-пылевого вещества и молодых ярких звезд. Самые крупные эллиптические галактики имеют массу и светимость раз в десять больше, чем у Галактики. Имеются и карликовые эллиптические галактики с массами и светимостями, в десятки тысяч раз меньшими. Очень часто эллиптические галактики, особенно самые массивные, имеют плотные ядра, которые по своим проявлениям обычно больше и активнее ядер спиральных галактик. Еще один тип галактик — неправильные. Их массы и светимости в десятки раз меньше, чем у Галактики. Звездный состав подобен населению дисков спиральных галактик. Но эти звезды, а также и значительные массы газо-пылевого вещества, не образуют регулярной структуры и не обладают выраженным общим вращением. Кроме ярких молодых звезд, в неправильных галактиках имеются еще и звезды старые, менее яркие, подобные звездам сферической подсистемы Галактики, также образующие общий сферический остов. Эти три типа галактик были впервые обнаружены и изучены Э. Хабблом и другими астрономами в двадцатые—тридцатые годы нашего века. С тех пор стали известны и галактики иных типов, не всегда укладывающиеся в первоначальную классификацию. Это относится в первую очередь к галактикам с активными ядрами и значительным радиоизлучением. Экстремальными объектами такого рода являются открытые в шестидесятые годы квазары. В них звездная составляющая не обнаруживается; она либо вообще отсутствует, либо, что более вероятно, имеется, но незаметна на фоне огромной светимости плотного ядра, доходящей до 1039—1040 Вт, что в десятки тысяч раз больше светимости Галактики. Эта энергия исходит из областей с размером 1016—1018 см, что в десятки и сотни тысяч раз меньше размера Галактики. Радиоизлучение квазаров сравнимо по интенсивности с их оптическим излучением, а инфракрасное излучение часто и еще больше.



Имеется распространенная разновидность квазаров с низким радиоизлучением; такие объекты называют квазагами, т. е. квазигалактиками. Вследствие исключительно большой светимости квазары видны па очень больших расстояниях. Самые удаленные объекты, доступные наблюдениям на современных астрономических инструментах,— это именно квазары. Они как бы очерчивают границы Метагалактики — наблюдаемой области Вселенной. Расстояние до самых далеких квазаров оценивается тысячами мегапарсеков (1 мегапарсек (Мпс) =1000000 пс). Свет от них идет к нам миллиарды лет. Большая часть галактик входит в те или иные группы или скопления, насчитывающие от десятков до тысяч членов. Имеются скопления галактик относительно правильной сферической или эллипсоидальной формы. Таково, например, одно из самых больших известных скоплений, скопление в созвездии Волос Вероники, имеющее радиус около 4 Мпс и содержащее приблизительно десять тысяч галактик, среди которых преобладают эллиптические галактики. Как обнаружено в последние годы, многие богатые скопления галактик содержат значительные количества горячего газа, проявляющего себя рентгеновским излучением. Температура газа достигает ста миллионов градусов и он находится в состоянии плазмы, т. е. в состоянии ионизации, при котором электроны оторваны от ядер. Масса горячего газа в скоплениях сравнима с суммарной массой галактик. Судя по динамике галактик в скоплениях, по температуре межгалактического газа, эти системы содержат еще большие (в 3—10 раз) количества другого вещества, которое проявляет себя только создаваемым им тяготением. Это «скрытые массы», о которых мы уже упоминали, когда речь шла о коронах галактик. Скопления и группы галактик распределены в пространстве не вполне случайным образом. Местная группа галактик, в которую входят наша Галактика, галактика Андромеды и еще три десятка менее крупных объектов, образует вместе с двумя-тремя другими близкими группами галактик систему, называемую Местным Сверхскоплением. Это уплощенное образование, размером до 50 Мпс; его плоскость перпендикулярна к плоскости диска нашей Галактики; центр Местного Сверхскопления лежит в направлении созвездия Девы в крупном скоплении галактик, отстоящем от нас на 20 Мпс. Известны и другие сверхскопления с размерами от 20 до 100 Мпс и массами 1015 - 1016 масс Солнца.



На крупномасштабной карте неба, на которой галактики выглядят просто точками, скопления галактик часто представляются собранными в протяженные цепочки,— вероятно, сверхскопления. Цепочки соединяются и пересекаются, складываясь в сетчатую или ячеистую структуру. Универсальность ячеистой «сверхструктуры» еще предстоит проверить наблюдениями, но несколько примеров ячеек уже надежно изучено. Иерархия космических структур обрывается на скоплениях и сверхскоплениях. Более крупных образований в Метагалактике не находят. Подсчитывая число галактик в больших объемах, с размерами 300 мегапарсек и более, содержащих много скоплений и сверхскоплений, находят их среднюю концентрацию в пространстве, а, зная массы галактик, можно оценить и среднюю плотность вещества в таких объемах. Эта плотность оказывается одинаковой, где бы на небе ни выбрать такой объем; по современным данным она составляет 3•1031г/см3 или, в пересчете на атомы водорода, примерно один атом на тридцать кубических метров объема. Правда, астрономические оценки масс не очень надежны. Задача осложняется тем, что помимо светящегося вещества самих галактик, в пространстве вокруг них существуют, по-видимому, значительные массы вещества, наблюдать которые непосредственно не удается,— может быть, звезды низкой светимости или газ, или даже черные дыры, а может быть, и нейтрино (если у них есть масса покоя). Скрытые массы проявляют себя, как мы говорили, только тяготением, которое сказывается на движении галактик в группах и скоплениях. По этим признакам оценивают связанную с ними среднюю плотность, которая, как полагают Я. Э. Эйнасто и его коллеги в Тартуской обсерватории, может быть в 2—3 раза или даже в 5—10 раз больше усредненной плотности галактик. То обстоятельство, что число галактик и плотность вещества оказываются одинаковыми по достаточно большим объемам, где бы эти области ни находились, означает, что Вселенная, рассматриваемая в большом масштабе, является в среднем однородной. Это одно из фундаментальных свойств окружающего нас мира.


Авторство, источник и публикация:
1. Подготовлено проектом 'Астрогалактика'
2. Публикация проекта 25.11.2006



Главная страница раздела

Copyright © 2004 - 2016, Проект 'Астрогалактика' • выпущен 12.07.2004

Hide|Show