Наша галактика

I. СОСТАВ И СТРУКТУРА ГАЛАКТИКИ

1.МлечныйПуть и структура Галактики. Уже к началу нашего века было известно, что те звезды, которые наблюдаются невооруженным глазом или в телескоп, образуют впространстве сплюснутый звездный диск громадного размера. Мы находимсявнутри этого диска и поэтому вблизи его плоскости видим очень много далекихзвезд. Совокупность этих звезд сливается для нас в светящуюся полосу МлечногоПути. Раньше думали, что Солнце расположено вблизи центра звездной системы— Галактики, потому что яркость Млечного Пути примерно одинакова во всехнаправлениях, хотя в нем и существуют отдельные более яркие участки. Сейчас мызнаем, что свет самой яркой центральной области Галактики сильно ослабляетсяиз-за поглощения межзвездной пылью. Лишь наблюдения в инфракрасных лучах, которые испытывают меньшее поглощение, позволили «увидеть» наиболееплотную центральную область нашей Галактики. Она расположена в созвездии Стрельца.

Этацентральная, наиболее компактная область Галактики называется ее звезднымядром. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики — на расстоянии25— 30 тыс. световых лет (8—10 кпк) — вблизиплоскости симметрии звездного диска, толщина которого составляет несколькотысяч световых лет. Ядро находится в центре звездного, диска Галактики.

Часть звезднашей Галактики не входит в состав диска, а образует сферическую составляющую (рис.1). Эти звездыконцентрируются не к плоскости диска, к ядру Галактики. Диск и сферическаясоставляющая — основные элементы структуры нашей Галактики.

Полное число звезд в Галактике можно оценить толькоориентировочно. Оно составляет несколько сотен миллиардов. Лишь незначительнаядоля всех этих звезд доступна наблюдениям даже при помощи крупнейшихтелескопов.

Галактика —это огромный звездный остров, диаметр которого превышает 100 000 св. лет, объединяющий многие миллиарды самых различных звезд. Помимо звезд, в Галактикесодержится много тел небольшой массы (например, планет) и очень неоднородная поплотности межзвездная среда (разреженный газ, пыль, космические лучи). Несмотряна большую массу. Галактика—очень разреженная система: расстояния междусоседними звездами, как правило, измеряются световыми годами.

2.Звездные скопления. Хорошо известно, что звездынеравномерно распределены по небу. Например, вблизи Млечного Пути слабые звезды встречаются заметно чаще, чем вдали от него. Это не кажущийся эффект. Звезды действительно неравномерно заполняютпространство. Наиболее наглядно это проявляется в существовании групп избольшого числа звезд, называемых звездными скоплениями.

Примером звездных скоплений, хорошо видимых невооруженным глазом, являютсяскопления Плеяды и Гиады (оба в созвездии Тельца). В Плеядах нормальный глазвидит 5—7 слабых звездочек, располагающихся в виде маленького ковшика (по этому скоплению удобно проверятьостроту зрения). В телескоп в Плеядах заметны сотни звезд (рис. 2). Гиады — скопление нестоль компактное, как Плеяды, но оно содержит более яркие звезды. Рядом сГиадами — красноватый Альдебаран— ярчайшая звезда в созвездии Тельца.

Невооруженным глазом на небе заметно всего несколько скоплений. Но втелескоп их можно видеть сотни. Наблюдения показали, что звездный составскоплений различен. Измеряятемпературу и светимость звезд скоплений и сверяя ихположение на диаграмме Герцшпрунга — Рессела с теорией звездной эволюции, удается оценитьвозраст скоплений. Оказалось, что некоторые скопления состоят из сравнительномолодых, некоторые — из старых звезд. Звезды внутри скопления имеют близкийвозраст и, следовательно, связаны общим происхождением.

Наблюдается два типа скоплений — рассеянные и шаровые.Рассеянные скопления содержат десятки, сотни, а наиболее крупные — тысячи звезди выглядят в телескоп сверкающей россыпью. Плеяды и Гиады относятся к этомутипу. Среди рассеянных скоплений встречаются как сравнительно старые, свозрастом в несколько миллиардовлет, так и очень молодые, в которых еще сохранились много голубых горячих звездвысокой светимости. Эти звезды значительно массивнее Солнца, и поэтому (как мыуже знаем) продолжительность жизни у них более короткая, чем у звезд другихтипов. Существование в рассеянных скоплениях таких звезд говорит о том, чтообразование скоплений продолжается и в наше время. Сравнительно молодымскоплением являются Плеяды: его возраст около 108 лет.

Рассеянные скопления можно найти не в любой частинеба. Почти все они наблюдаются вблизи Млечного Пути. Именно там, вблизиплоскости диска Галактики, наиболее активно происходит образование звезд.

Шаровые скопления по размеру, как правило, больше рассеянных исодержат сотни тысяч звезд. Все они очень далеки от нас. Лишь одно-два можно заметить невооруженным глазом или в бинокль, но даже они из-за громадного расстояния видны как крошечные светящиесяпятнышки. На фотографиях шаровые скопления обычно выглядят как целый ройогромного числа звезд (рис. 3).Кажется, что в центре скопления звезды сливаются в сплошную светлую массу. Нона самом деле даже там между звездами достаточно много свободного пространства, чтобы они двигались, не сталкиваясь друг с другом. В отличие от рассеянных скоплений, в шаровых мы не наблюдаем молодых звезд. Это очень старые звездные системы. Их возрасттрудно точно оценить. Основываясь на теории звездной эволюции, ученые получаютоценки возраста наиболее старых скоплений в 13—18 млрд. лет.

Всего в нашейГалактике известно около 150 шаровых скоплений. В отличие от рассеянныхзвездных скоплений, шаровые скопления слабо концентрируются к полосе МлечногоПути. Зато практически все они наблюдаются в одной половине неба, в центрекоторой находится созвездие Стрельца. Такая особенность распределения отражаетструктуру нашей звездной системы — Галактики: в созвездии Стрельца находится еецентр. Шаровые скопления, в отличие от рассеянных, относятся к сферической составляющей Галактики.

II. ДВИЖЕНИЕ ЗВЕЗД

1.Тангенциальные и лучевые скорости звезд. Звезды вГалактике непрерывно движутся. Если бы они хоть на мгновение остановились, тоиз-за взаимного притяжения начали бы падать к центру Галактики. Скорости, с которымидвижутся звезды, составляют десятки и сотни километров в секунду, но из-забольших расстояний до звезд обнаружить их относительное движение по небу оченьсложно.

О движении небесного тела в космическом пространстве можно узнать двумяспособами.

Первый способ — наблюдение за перемещением источника на фоне оченьдалеких звезд. Он дает оценку не полной скорости объекта, а проекции вектораскорости на плоскость, перпендикулярную лучу зрения (рис.4). Эту составляющую называют тангенциальнойскоростью Vt . Ееможно измерить лишь для сравнительно близких звезд по медленному изменению ихположения на небе.

Первый каталог, в котором были приведены относительныеположения ярких звезд, был составлен еще во II в. дон.э. древнегреческим ученым Гиппархом. Этим каталогом пользовался КлавдийПтолемей — автор геоцентрической системы мира. В начале XVIII в. английскийастроном Эдмонд Галлей сравнил наблюдавшиеся в его время положения звезд стеми, которые были приведены у Птолемея. Для нескольких ярких звезд он обнаружилзаметное перемещение относительно остальных. Так впервые было доказано, чтозвезды движутся.

Чтобыизмерить тангенциальную скорость какой-нибудь звезды, при помощи специальныхизмерительных приборов сравнивают фотографии одного и того же участка неба, сделанные на одном и том же телескопе с промежутком времени в несколько лет илидесятилетий. За этот промежуток времени близкие звезды слегка смещаются на фонеслабых, более далеких, практически неподвижных для наблюдателя звезд. Такое смещениеочень мало и лишь у немногих звезд превышает одну угловую секунду в год.

Зная расстояние до звезды, легко по угловому смещению найти еетангенциальную скорость Vt. Пусть, например, звезда, расстояние D до которой 30 св. лет, или около 3*1017 м, перемещается на угол a=0,2"в год. Следовательно, ее смещение за год равно отрезку длиной D*sin a =3*1011м. Значит, тангенциальная скорость составляет 3*1011 м вгод, или около 10 км/с.

Второй способ оценки скорости звезд основан на измерении смещениялиний в их спектрах, определяемого эффектом Доплера. Этот способ позволяетнайти проекцию вектора скорости звезды на луч зрения, или лучевую скоростьзвезды Vr (рис. 4).

Полная скорость звезды вычисляется через тангенциальнуюVt и лучевую Vr потеореме Пифагора: . Измерения показали, чтобольшинство звезд, сравнительно близких к Солнцу, движется относительно него соскоростями, не превышающими 30 км/с.

Из-за движения звезд вид звездного неба со временемдолжен меняться. Одни звезды приближаются к нам и в будущем станут болееяркими, другие навсегда удаляются от Солнечной системы. Изменяется и ихположение на небе. Но этот процесс происходит настолько медленно, что нужны многиесотни лет, чтобы перемещение даже ближайших звезд стало заметным на глаз.

2.Вращение Галактики. Когда были измерены скорости движениябольшого числа звезд — как близких, так и далеких от Солнца, — выяснилась общаякартина их движения. Оказалось, что звезды галактического диска обращаютсявокруг ядра Галактики в одну и ту же сторону по орбитам, близким к круговым. Скорость их движения вокруг ядра вокрестности Солнца составляет почти 250 км/с. Вместе с ними движется и Солнце. Разделив длину окружности радиусом, равным расстоянию до центра Галактики, на скорость, легко найти, что полныйпериод обращения Солнца в Галактике составляет примерно 200 млн. лет.

Знаяскорость обращения и радиус круговой орбиты, можно вычислить массу внутреннейчасти Галактики, используя формулу для круговой скорости :

Подставляя известные нам числовые значения V=2.5*105 м/с,R=3*1020 м и G=6,7*1011Н*м2/кг2, получаем, что M=2,8*1041кг, или около 140 млрд. масс Солнца. Такую массу имеет все вещество Галактики, находящееся ближе к ее центру, чем Солнце.

Звезды и скопления звезд сферической составляющей движутся по-иному, не так, как звезды диска. Их орбиты сильно вытянуты и наклонены к плоскостидиска под все возможными углами (рис.5) Такие звезды имеют относительно Солнца оченьбольшие скорости (до 200—300 км/с). Но относительно центра Галактики средниескорости звезд как сферической составляющей, так идиска приблизительно одинаковы.

Как мы видим, движение звезд в Галактике напоминает движение телСолнечной системы. Действительно, планеты, как и звезды диска, движутся вокругцентра в одну сторону и примерно в одной плоскости, а кометы, как и звездысферической составляющей, движутся по вытянутым орбитам в самых различныхплоскостях.

III. МЕЖЗВЕЗДНАЯ СРЕДА

1.Межзвездный газ. В состав нашей Галактики входятне только звезды. Наблюдения показали, что межзвездное пространство нельзясчитать абсолютно пустым. Основная масса межзвездной среды приходится наразреженный газ. Этот газ обладает способностью слабо светиться, еслигорячие звезды освещают его ультрафиолетовым светом, и излучать потокирадиоволн, которые можно уловить радиотелескопами. Межзвездный газ имеетпримерно такой же химический состав, как и большинство наблюдаемых звезд. Онпреимущественно состоит из легких газов (водорода и гелия).

Большая часть межзвездного газа сосредоточена в пределах диска Галактики, где межзвездная среда образует вблизи плоскости симметрии диска газопылевойслой толщиной в несколько сотенсветовых лет. В пределах этого слоя находится и наше Солнце с окружающими егозвездами. Газопылевой слой вместе со звездами диска принимает участие вовращении Галактики.

Даже вблизи плоскости звездного диска концентрация частиц газа оченьмала. У поверхности Земли, например, в 1 см3 содержится 3*1019молекул воздуха, а в межзвездном газе на два кубических сантиметра приходится всреднем только один атом газа. Но межзвездный газ занимает такие большие объемыпространства, что его полная масса в Галактике достигает нескольких процентовот суммарной массы всех звезд.

Газ в межзвездном пространственаблюдается в трех состояниях: ионизованном, атомарном и молекулярном.

Ионизованный газ. Горячие звездымощным ультрафиолетовым излучением нагревают и ионизуют окружающий межзвездныйгаз. Нагретый газ излучает свет, и поэтому области, заполненные горячим газом, наблюдаются как светящиеся облака. Они называются светлыми газовымитуманностями. Температура газа в них составляет около 10 000 К.

Самая заметная туманность расположена в созвездии Ориона и называетсятуманностью Ориона. В сильный бинокль или небольшой телескоп она видна какбесформенное облачко со слабым зеленоватым свечением. Это облако состоит изгорячего ионизованного газа, масса которого оценивается примерно в тысячу массСолнца.

Атомарный газ. Основная масса межзвездного газа в диске Галактикиудалена от горячих звезд и поэтому не ионизована и не излучает свет. Но такой"невидимый" газ все же можно наблюдать радиоастрономическими методами. Былодоказано (вначале теоретически, а затем подтверждено наблюдениями), что атомыводорода, входящие в состав межзвездного газа, излучают радиоволны с длинойволны 0,21 м (с частотой 1420 МГц).

Радиоизлучение нейтрального межзвездного водорода былообнаружено в 1951 г. Многочисленные измерения его интенсивности позволили установить общую массугаза в Галактике.

Атомарный газ распределен в пространстве неоднородно. Он образует облака, между которыми газ более разрежен. Типичные размеры облаков достигаютнескольких десятков световых лет, а средняя концентрация частиц в них —несколько атомов в 1 см3.

Молекулярный газ. Радионаблюдения обнаружили в межзвездномпространстве в тысячи раз более плотные облака, состоящие из очень холодногогаза, температура которого не превышает 20—30 К. Из-за низкой температуры иповышенной плотности водород и другие элементы в этих облаках объединены вмолекулы. Поэтому их называют молекулярными. В основном они состоят измолекул H2.Молекулы водорода, в отличие от, атомов, не испускают радиоизлучения. Затомногие другие молекулы, входящие в состав облаков, излучают радиоволны наопределенных частотах. По радиоизлучению в молекулярных облаках было найденонесколько десятков молекулярных соединений, например СО, СО2,H2O, NН3. Имеются и более сложныемолекулы — формальдегида, этилового и метилового спирта и др. Молекулы могутвозникать и существовать только в наиболее плотных газовых облаках. Вразреженной межзвездной среде под действием ультрафиолетового излучения звездони быстро распадаются. Масса многих молекулярных облаков превышает 100 тыс. масс Солнца. Это самые массивные образования в диске Галактики.

Полагают, что в молекулярных облаках происходит зарождение звезд из газа. Существует и обратный процесс — в межзвездную среду непрерывно поступает газ,"сбрасываемый" звездами. Мы уже знаем, что звезды, вспыхивающие как новые исверхновые, теряют часть своей массы. Но и у обычных звезд, таких, как Солнце, на определенном этапе эволюции (после превращения в красный гигант) происходит отделение газовой оболочки, которая, медленно расширяясь, уходит вмежзвездное пространство. Такие расширяющиеся оболочки известны у сотен звезд. Они называются планетарными туманностями (рис. 6). В центре планетарной туманности всегданаблюдается звезда. Причина свечения этих объектов та же, что и у светлыхгазовых туманностей, — ионизующее ультрафиолетовое излучение горячей звезды.

2.Межзвездная пыль. В середине прошлого века известный русский астроном В. Я. Струве обосновал предположение, что межзвездное пространство не абсолютнопрозрачно; свет в нем может поглощаться и рассеиваться, вследствие чего далекиезвезды выглядят слабее, чем можно ожидать. Газ практически не поглощаетвидимого излучения. Поэтому, помимо газа, межзвездная среда должна содержатьпыль.

Окончательно существование поглощения света в межзвездной среде былодоказано в 30-х годах нашего века. В случае сравнительно близких звездпоглощение почти незаметно:

чтобы световой поток былослаблен межзвездной средой всего лишь на один процент, свету требуется пройтирасстояние в несколько десятковсветовых лет. Но если расстояние до звезд измеряется тысячами световых лет, томежзвездная среда ослабляет приходящий от них свет и несколько раз.

Межзвездная среда не только ослабляет свет далеких звезд, но еще ивызывает изменение их цвета. Звезды, свет которых испытал сильноеослабление, кажутся нам более красными. Это происходит потому, что лучикрасного света меньше поглощаются и рассеиваются межзвездными пылинками, чем синие. Измеряя ослабление света звезд на различных длинах волн, можно судить освойствах межзвездной пыли. Выяснилось, что межзвездные пылинки очень мелкие —размером около 0,5 мкм. Они состоят в основном из углерода, кремния и"намерзших" на них молекул межзвездного газа.

В межзвездном пространстве пыль везде сопутствует газу. На ее долюприходится около 1% от массы газа. Поэтому концентрация пыли всегда выше, апрозрачность среды ниже там, где много газа. Это хорошо видно на примеремолекулярных облаков — самых плотных газовых облаков в межзвездной среде. Из-заприсутствующей в них пыли они практически непрозрачны и выглядят на небе кактемные области, почти лишенные звезд. Редкие звездочки, просвечивающие сквозьих менее плотные части, кажутся сильно покрасневшими. Газопылевые образования, которые из-за низкой прозрачности выглядят как темные области, называются темнымитуманностями

(рис. 7).

В ясную ночь, наблюдая Млечный Путь даже невооруженным глазом, можнозаметить, что он имеет неровные очертания, а в созвездии Лебедя дажеразделяется на два параллельно идущих рукава. Это наглядный результат проекциина Млечный Путь темных туманностей, большинство которых находится вблизиплоскости Галактики.

Происхождениепыли не вполне еще ясно. Теоретические расчеты и наблюдения показали, чтопылинки могут конденсироваться в атмосферах холодных звезд, откуда давление излучения должно выталкивать их вмежзвездное пространство.

3. Космические лучи и межзвездное магнитное поле. Помиморазряженного газа и пыли, в межзвездном пространстве с огромной скоростью, близкой к скорости света (300 000 км/с), движется большое число элементарныхчастиц и ядер различных атомов. Эти частицы летят по всей нашей Галактике всамых различных направлениях. Они называются космическими лучами.

Частицы космических лучей удается регистрировать непосредственно припомощи специальных физических приборов — счетчиков быстрых частиц, устанавливаемых на космических аппаратах. Сквозь атмосферу Земли космические лучипробиться не могут. Сталкиваясь с атомами земной атмосферы, они разбивают их, рождая целые ливни из элементарных частиц. Лишь небольшой процент космическихчастиц избегает столкновений в атмосфере и достигает Земли высоко в горах. Поэтому в различных странах организованы специальные высокогорные станции понаблюдению и исследованию космических лучей.

Не все космические частицы приходят к нам из межзвездных глубин. Многиеимеют солнечное происхождение. Они рождаются главным образом при солнечныхвспышках. Однако самые быстрые частицы, летящие с околосветовойскоростью и обладающие огромной энергией, приходят в Солнечную систему издалеких просторов Галактики.

Основными источниками космических лучей в Галактике считаются остаткисверхновых звезд и пульсары — быстро вращающиеся и сильнонамагниченные нейтронные звезды.

Мы уже знаем, что остатки сверх новых звезд являются мощными источникамисинхротронного радио излучения, которое возникает при движении быстрыхэлектронов в магнитном поле. Но наблюдения показали, что синхротронноерадиоизлучение приходит к нам и из тех областей межзвездного пространства, гдеостатков сверхновых звезд нет. Следовательно, и между звездами существуетмагнитное поле, заставляющее быстрые электроны космических лучей излучать радиоволны.