Реферат: Наша Галактика - Млечный Путь. Наша галактика реферат

Реферат - Наша Галактика - Млечный Путь

НАША ГАЛАКТИКА - МЛЕЧНЫЙ ПУТЬ Наша Галактика - звездная система, в которую погружена Солнечная система, называется Млечный Путь. Млечный Путь - грандиозное скопление звезд, видимое на небе как светлая туманная полоса. На древнегреческом языке слово "глактикос" означает "молочный", "млечный", поэтому Млечный Путь и похожие на него звездные системы называют галактиками. В нашей Галактике - Млечном Пути - более 200 млрд. звезд самой разной светимости и цвета. Окрестности Солнца - это объем Галактики, в котором доступными современной астрономии средствами можно наблюдать и изучать звезды разных типов. Как показывает практика, это "шар", который содержит около 1,5 тысяч звезд. Радиус этого шара - 20 парсек. В настоящее время в окрестностях Солнца исследованы все или почти все звезды за исключением совсем карликовых, излучающих очень мало света. В непосредственных окрестностях Солнца - шаре радиусом около 5 парсек - исследованы абсолютно все звезды - их около 100. Большинство среди них (почти две трети) - это очень слабые красные карлики с массой в 3-10 раз меньше, чем у Солнца. Звезды, похожие на Солнце, очень редки, их всего 6 %. Белых и желтоватых звезд массами от 1,5 до 2 солнечных вообще единицы. Более массивных звезд (астрономам известны звезды с массами примерно до 100 солнечных) в непосредственных окрестностях Солнца не найдено, что указывает на их большую редкость. Кроме живых звезд ученые обнаружили в этом объеме еще 7 белых карликов. В структуре Галактики выделяют плоский линзообразный диск, погруженный в более разреженный звездное облако сферической формы - гало. Одной из самых интересных областей Галактики считается ее центр, или ядро, расположенное в направлении созвездия Стрельца. Видимое излучение центральных областей Галактики полностью скрыто от нас мощными слоями поглощающей материи. В самом центре Галактики предполагается существование массивного компактного объекта - черной дыры массой около миллиона масс Солнца. Одним из наиболее заметных образований в дисках галактик, подобных нашей, являются спиральные ветви (или рукава).

КЛАССИФИКАЦИЯ. Встречаются галактики различных форм, размеров и светимостей; некоторые из них изолированные, но большинство имеет соседей или спутников, оказывающих на них гравитационное влияние. Как правило, галактики спокойны, но нередко встречаются и активные. В 1925 Хаббл предложил классификацию галактик, основанную на их внешнем виде. Все галактики в ней делятся на 4 типа: эллиптические, линзовидные, спиральные и неправильные. Эллиптические (E) галактики (20%) имеют на фотографиях форму эллипсов без резких границ и четких деталей. Их яркость возрастает к центру. Это вращающиеся эллипсоиды, состоящие из старых звезд; их видимая форма зависит от ориентации к лучу зрения наблюдателя. При наблюдении с ребра отношение длин короткой и длинной осей эллипса достигает ? 5/10 (обозначается E5). Линзовидные (L или S0) (20%)галактики похожи на эллиптические, но, кроме сфероидального компонента, имеют тонкий быстро вращающийся экваториальный диск, иногда с кольцеобразными структурами наподобие колец Сатурна. Наблюдаемые с ребра линзовидные галактики выглядят более сжатыми, чем эллиптические: отношение их осей достигает 2/10. Спиральные (S) галактики являются самым распространенным классом галактик (50%). Наша Галактика и ее ближайший сосед, туманность Андромеды (М31), суть спиральные галактики. Спиральные галактики состоят из плоских звездных дисков с экспоненциальным распределением яркости, спиральных ветвей (чаще всего двух), расположенных в плоскости диска и сферической составляющей с центральным уярчением, называемым балджем. Сферическая составляющая спиральных галактик содержит старые звезды, которые двигаются по орбитам, хаотически ориентированным в пространстве. Плоские диски типичных спиральных галактик богаты газом и пылью и содержат как молодые (обычно голубые), так и старые звезды. Некоторые спиральные системы, видимые с ребра, похожи на толстое или тонкое веретено, часто пересеченное темной полосой поглощающей материи. Еще около 5% составляют иррегулярные галактики, которые из-за своей неправильной формы не могут быть отнесены ни к одному из перечисленных типов. Иррегулярные галактики богаты межзвездной материей. Часто необычный вид этих галактик наводит на мысль, что, вероятно, некоторые из них появились в результате близкого прохождения или даже столкновения двух нормальных систем. Иррегулярные галактики, как правило, меньше спиральных, но больше карликовых эллиптических галактик. Они содержат от сотен миллионов до десятков миллиардов звезд. Количество карликовых эллиптических и карликовых неправильных галактик примерно одинаково, и они составляют большинство галактик во Вселенной. Часто они являются спутниками большой родительской галактики.

www.ronl.ru

Реферат - Наша Галактика - Млечный Путь

Наша Галактика — звездная система, в которую погружена Солнечная система, называется Млечный Путь.

Млечный Путь — грандиозное скопление звезд, видимое на небе как светлая туманная полоса. На древнегреческом языке слово «глактикос» означает «молочный», «млечный», поэтому Млечный Путь и похожие на него звездные системы называют галактиками.

В нашей Галактике — Млечном Пути — более 200 млрд. звезд самой разной светимости и цвета.

Окрестности Солнца — это объем Галактики, в котором доступными современной астрономии средствами можно наблюдать и изучать звезды разных типов. Как показывает практика, это «шар», который содержит около 1,5 тысяч звезд. Радиус этого шара — 20 парсек. В настоящее время в окрестностях Солнца исследованы все или почти все звезды за исключением совсем карликовых, излучающих очень мало света.

В непосредственных окрестностях Солнца — шаре радиусом около 5 парсек — исследованы абсолютно все звезды — их около 100.

Большинство среди них (почти две трети) — это очень слабые красные карлики с массой в 3-10 раз меньше, чем у Солнца. Звезды, похожие на Солнце, очень редки, их всего 6 %. Белых и желтоватых звезд массами от 1,5 до 2 солнечных вообще единицы. Более массивных звезд (астрономам известны звезды с массами примерно до 100 солнечных) в непосредственных окрестностях Солнца не найдено, что указывает на их большую редкость. Кроме живых звезд ученые обнаружили в этом объеме еще 7 белых карликов.

Слабый красный карлик Проксима (от лат. «ближайшая») — компонент тройной системы alpha-Центавра — сейчас считается ближайшей от Солнца звездой.

Расстояние до Проксимы — 1,31 пк, свет от нее до нас идет 4, 2 года. Будущие исследования покажут, насколько Проксима достойна своего имени и нет ли звезд, конечно более слабых, которые еще ближе к Солнцу.

Наши предки объединили все звезды в группы — созвездия.

Созвездия не являются физическими группировками звезд, связанных между собой общими свойствами.

Созвездия — это участки звездного неба. Звезды в созвездиях объединены нашими предками для того, чтобы было легче ориентироваться в звездном небе, т.е. на основании случайного совпадения их положений на небе.

Все небо разделено на 88 созвездий, которые носят имена мифических героев (например, Геркулес, Персей), животных (например, Лев, Жираф), предметов (например, Весы, Лира) и др.

Скопления звезд — это их группы с общими физическими свойствами. Этим скопления отличаются от созвездий, которые являются результатом случайного совпадения положений звезд на небе.

Наблюдения в XIX веке позволили установить, что звездные скопления разделяются на шаровые скопления и рассеянные скопления. Во второй половине XX века к этим классам звездных группировок добавился еще один — ассоциации звезд.

Часть из звездных группировок принадлежит нашей Галактике.

Шаровые скопления звезд — старейшие объекты нашей Галактики: они образовались одновременно с ней. Расстояния до этих скоплений очень велики — тысячи парсек. Сейчас известно свыше 150 шаровых скоплений, всего же их в Галактике может быть несколько сот.

Рассеянное скопление состоит из нескольких сот или тысяч звезд. Масса рассеянных скоплений невелика и их гравитационное поле не в состоянии долго противостоять разрушению скоплений. Просуществовав около миллиарда лет, они растворяются в океане Галактики. Ассоциация — это группировка молодых звезд, объединенных общим образованием. Они более разреженные, чем скопления.

Многие детали строения Млечного Пути скрыты от взгляда земного наблюдателя. Однако их изучают на примере других галактик, сходных с нашей, например, туманности Андромеды (как это сделал в 40-е годы XX века немецкий астроном Вальтер Бааде).

В итоге в структуре Галактики выделяют плоский линзообразный диск, погруженный в более разреженный звездное облако сферической формы — гало. В итоге Галактика имеет форму двояковыпуклой линзы, похожа на чечевичное зерно.

Звезды галактического диска называются населением I типа, звезды гало — населением II типа.

Одной из самых интересных областей Галактики считается ее центр, или ядро, расположенное в направлении созвездия Стрельца. Видимое излучение центральных областей Галактики полностью скрыто от нас мощными слоями поглощающей материи. В самом центре Галактики предполагается существование массивного компактного объекта — черной дыры массой около миллиона масс Солнца.

Одним из наиболее заметных образований в дисках галактик, подобных нашей, являются спиральные ветви (или рукава).

МНОГООБРАЗИЕ ГАЛАКТИК

Метагалактика — часть Вселенной, доступная современным астрономическим методам исследований — содержит несколько миллиардов галактик — звездных систем, в которых звезды связаны друг с другом силами гравитации.

Существуют галактики, включающие триллионы звезд. Наша Галактика — Млечный Путь — также достаточно велика (в ней более 200 млрд. звезд). Самые маленькие галактики содержат звезд в миллион раз меньше. Помимо обычных звезд галактики включают в себя межзвездный газ, пыль, а также различные экзотические объекты: белые карлики, нейтронные звезды, черные дыры.

Ближайшими к нам и самыми яркими на небе галактиками являются Магеллановы облака. Они относятся к самым крупным видимым на небе астрономическим объектам.

Внешний вид и структура звездных систем весьма различны и в соответствии с этим галактики делятся на морфологические типы: эллиптические, спиральные, неправильные.

Наша Галактика принадлежит к типу спиральных.

Спиральная структура в нашей Галактике очень хорошо развита.

Галактики редко наблюдаются одиночными. Более 90% ярких галактик входят либо в небольшие группы, содержащие лишь несколько крупных членов, либо в скопления галактик, в которых их насчитывается многие тысячи.

В окрестностях нашей Галактики, в пределах полутора мегапарсек от нее, расположены еще около 40 галактик, которые образуют местную группу.

Скопления галактик — это самые крупные устойчивые системы во Вселенной. Существуют и более протяженные образования: цепочки из скоплений или гигантские плоские поля, усеянные галактиками и скоплениями («стенки»), но гравитация не удерживает эти системы, и они вместе со всей Вселенной расширяются.

Скрытая масса

Для современной астрономической картины мира принципиально важным оказалось то, что существуют космические объекты, от которых невозможно принять излучение. Их наличие удается установить только по их гравитационному воздействию на соседей. Невидимое вещество, проявляющее себя по взаимодействию с видимым посредством сил тяготения, в современной астрономии называют скрытой массой.

Впервые о скрытой массе заговорили в 30-х годах XX века, когда швейцарский астроном Фриц Цвикки, измеряя по красному смещению скорости галактик из скопления в созвездии Волосы Вероники, получил, что скорости галактик гораздо выше расчетных. Он выдвинул гипотезу, что в скоплении присутствует невидимая, скрытая масса, которая и является причиной больших скоростей галактик. Согласно расчетам эта невидимая масса во много раз превышала массу видимую.

Сегодня астрономы уверенно заключают: Вселенная в основном заполнена невидимым веществом. Оно образует протяженные гало галактик и заполняет межгалактическое пространство, концентрируясь к скоплениям галактик.

Вопрос о природе скрытой массы далек от разрешения. Возможно, эта масса создается не открытыми пока элементарными частицами. Часть скрытой массы может заключаться в телах, состоящих из обычных атомов.

www.ronl.ru

Реферат - Типы Галактик. Наша Галактика - Млечный Путь

Доклад ученицы 11 "Б"

ср. школы № 1257

Масоловой Елены.

Типы Галактик. Наша Галактика - Млечный Путь.

МНОГООБРАЗИЕ ГАЛАКТИК

Галактики редко наблюдаются одиночными. Более 90% ярких галактик входят либо в небольшие группы, содержащие лишь несколько крупных членов, либо в скопления галактик, в которых их насчитывается многие тысячи. В окрестностях нашей Галактики, в пределах полутора мегапарсек от нее, расположены еще около 40 галактик, которые образуют местную группу.

• Галактика - cемейство звезд, связанных вместе взаимным гравитационным притяжением, обладающее некоторым отличительным свойством, выделяющим его из других галактик. Диапазон размеров и масс галактик огромен, велико также разнообразие их структур и свойств. Самые маленькие известные галактики - относительно близлежащие карликовые галактики, содержащие только 100000 звезд, что намного меньше, чем в типичном шаровом скоплении.

На другом конце диапазона - самая массивная из известных галактик - гигантская эллиптическая галактика M87, содержащая 3000 млрд. солнечных масс, т.е. приблизительно в 15 раз больше нашей собственной Галактики.

Большинство галактик можно классифицировать, отнеся к одному из известных морфологических типов. Спиральные галактики имеют дискообразную форму с центральным балджем (утолщением), от которого отходят спиральные рукава. В спиральных галактиках с перемычкой балдж пересекается перемычкой из звезд, а рукава кажутся присоединенными к концам перемычки. Спиральные галактики содержат очень яркие молодые звезды и значительные количества межзвездного вещества, сконцентрированного в рукавах.

Эллиптические галактики. К этому типу могут принадлежать и самые маленькие, и самые большие галактики. Предполагается, что они полностью состоят из старых звезд с относительно малым количеством межзвездного вещества. Трехмерная форма галактик эллиптического типа может быть сфероидальной, в том числе и практически сферической. Третья основная группа - неправильные галактики, которые не являются ни спиральными, ни эллиптическими. Они составляют до четверти всех известных галактик. В видимом свете неправильные галактики не показывают никакой специфической круговой симметрии и имеют хаотический вид. Небольшое число галактик имеет необычную структуру, часто приписываемую гравитационному взаимодействию с другой галактикой.

НАША ГАЛАКТИКА - МЛЕЧНЫЙ ПУТЬ

Большинство среди них (почти две трети) - это очень слабые красные карлики с массой в 3-10 раз меньше, чем у Солнца. Звезды, похожие на Солнце, очень редки, их всего 6 %. Белых и желтоватых звезд массами от 1,5 до 2 солнечных вообще единицы. Более массивных звезд (астрономам известны звезды с массами примерно до 100 солнечных) в непосредственных окрестностях Солнца не найдено, что указывает на их большую редкость. Кроме живых звезд ученые обнаружили в этом объеме еще 7 белых карликов.

В структуре Галактики выделяют плоский линзообразный диск, погруженный в более разреженный звездное облако сферической формы - гало. Одной из самых интересных областей Галактики считается ее центр, или ядро, расположенное в направлении созвездия Стрельца. Видимое излучение центральных областей Галактики полностью скрыто от нас мощными слоями поглощающей материи. В самом центре Галактики предполагается существование массивного компактного объекта - черной дыры массой около миллиона масс Солнца. Одним из наиболее заметных образований в дисках галактик, подобных нашей, являются спиральные ветви (или рукава).

КЛАССИФИКАЦИЯ.

Встречаются галактики различных форм, размеров и светимостей; некоторые из них изолированные, но большинство имеет соседей или спутников, оказывающих на них гравитационное влияние. Как правило, галактики спокойны, но нередко встречаются и активные. В 1925 Хаббл предложил классификацию галактик, основанную на их внешнем виде. Все галактики в ней делятся на 4 типа: эллиптические, линзовидные, спиральные и неправильные.

Эллиптические (E) галактики (20%) имеют на фотографиях форму эллипсов без резких границ и четких деталей. Их яркость возрастает к центру. Это вращающиеся эллипсоиды, состоящие из старых звезд; их видимая форма зависит от ориентации к лучу зрения наблюдателя. При наблюдении с ребра отношение длин короткой и длинной осей эллипса достигает  5/10 (обозначается E5).

Линзовидные (L или S0) (20%)галактики похожи на эллиптические, но, кроме сфероидального компонента, имеют тонкий быстро вращающийся экваториальный диск, иногда с кольцеобразными структурами наподобие колец Сатурна. Наблюдаемые с ребра линзовидные галактики выглядят более сжатыми, чем эллиптические: отношение их осей достигает 2/10.

Спиральные (S) галактики являются самым распространенным классом галактик (50%). Наша Галактика и ее ближайший сосед, туманность Андромеды (М31), суть спиральные галактики. Спиральные галактики состоят из плоских звездных дисков с экспоненциальным распределением яркости, спиральных ветвей (чаще всего двух), расположенных в плоскости диска и сферической составляющей с центральным уярчением, называемым балджем. Сферическая составляющая спиральных галактик содержит старые звезды, которые двигаются по орбитам, хаотически ориентированным в пространстве. Плоские диски типичных спиральных галактик богаты газом и пылью и содержат как молодые (обычно голубые), так и старые звезды. Некоторые спиральные системы, видимые с ребра, похожи на толстое или тонкое веретено, часто пересеченное темной полосой поглощающей материи.

Еще около 5% составляют иррегулярные галактики, которые из-за своей неправильной формы не могут быть отнесены ни к одному из перечисленных типов. Иррегулярные галактики богаты межзвездной материей. Часто необычный вид этих галактик наводит на мысль, что, вероятно, некоторые из них появились в результате близкого прохождения или даже столкновения двух нормальных систем. Иррегулярные галактики, как правило, меньше спиральных, но больше карликовых эллиптических галактик. Они содержат от сотен миллионов до десятков миллиардов звезд. Количество карликовых эллиптических и карликовых неправильных галактик примерно одинаково, и они составляют большинство галактик во Вселенной. Часто они являются спутниками большой родительской галактики.

referat.store

Реферат - Наша галактика - Астрономия

1.  ВВЕДЕНИЕ

2.  ОТКРЫТИЕГАЛАКТИКИ

3.  СОДРУЖЕСТВАЗВЕЗД

4.  ЗВЕЗДНЫЕСКОПЛЕНИЯ

5.  МЕЖДУЗВЕЗДАМИ

6.  АССОЦИАЦИИИ ПОДСИСТЕМЫ

                                      ВВЕДЕНИЕ

Астрономия — это наука о Все­ленной,изучающая движение, строение, происхождение и развитие небесных тел и ихсистем. Как и все на свете, астроно­мия имеет длительную историю, едва ли небольшую, чем любая другая наука.

По ходу знакомства с окру­жающей нас Вселенной возникалиновые области познания. Рождались отдельные направления исследова­ний,постепенно складывавшиеся в самостоятельные научные дисципли­ны. Все они,разумеется, объединя­лись общими интересами астроно­мии, но сравнительно узкаяспе­циализация внутри астрономии все больше  и больше давала себя знать.

В современной астрономии четковыделились следующие разделы:

I.Астрометрия — древнейший раздел астрономии, изучающий по­ложение на небе небесныхтел в определенные моменты времени.Где и когда — таков по существуоснов­ной вопрос, на который отвечает астрометрия. Очевидно, для ответа нужнознать ту систему координат, относительно которой определяют положение тела, иуметь измерять промежутки времени с помощью равномерного движения.

Порожденная нуждами практики,астрометрия до сих пор остается наиболее «практической», прикладной отрасльюастрономии. Измере­ния времени и местоположения нужны во всех делах человеческих,и поэтому трудно указать обстоя­тельства, где астрометрия прямо или косвенно ненаходила бы себе применение.

II.Небесная механика возникла лишь в XVII в. когда сталовозможным изучать силы, управ­ляющие движением небесных тел. Главной из этихсил, как известно, является гравитационная сила, т. е. сила тяготения, или,иначе говоря, сила взаимного притяжения небес­ных тел. Хотя природа гравитациидо сих пор  не ясна, теория движения небесных тел под дейст­вием тяготенияразработана очень обстоятельно, как, впрочем, и теория фигур равновесиянебесных тел, которые определяются гравитацией и вращением. Обе эти теории, исоставляют главное, чем занимается небесная механика.

III. Почти одновременно с не­бесноймеханикой развивалась и астрофизика — та отрасль астроно­мии, котораяизучает физическую природу небесных тел. А стало это возможным благодаряизобретению телескопа, который далекое сделал близким и позволил рассмотретьудивительные подробности на небе и небесных телах. Особенно бурное развитиеастрофизика испытала с открытием спектрального анализа в XIX в. Стремительныйрост астрофизических знаний, невиданно быстрое расширение средств иссле­дованияфизики космоса продол­жается и в наше время.

IV.Звездная астрономия изучает строение и развитие звездныхсис­тем. Этот раздел возник на грани XVIII и XIX вв. с классических работВильяма и Джона Гершелей. Дальнейшие шаги в познании звездных систем показали,что звездная астрономия немыслима без астро­физики. Подобно тому, как всовременной астрономии астромет­рия все теснее сближается с небесной механикой,астрофизические методы исследования приобретают все боль­шее значение висследовании звезд­ных систем.

V.Конкретные данные, добывае­мые перечисленными выше отрасля­ми астрономии, обобщаютсякосмо­гонией, которая изучает происхож­дение и развитие небесных тел. Таккак эволюция небесных тел совершается, как правило, за сроки, несравнимобольшие, чем время су­ществования   человека,   решение космогонических проблем— дело очень трудное. Правда, в какой-то мере оно облегчается некоторыми быстропротекающимикосмическими процессами типа взрывов, которых в последнее время открывают всебольше и больше. Однако разгадать их эволюционный смысл далеко не всегдапросто.

VI.Космологиязанимается наи­более общими вопросами строения и эволюции всего, мира в целом.Космологи стараются рассматривать Вселенную в целом, не забывая, конечно, отом, что человеку всегда доступна лишь ограниченная часть бесконечного инеисчерпаемого во всех отношениях Мира. Поэтому космологические «модели» всейВсе­ленной, т. е. теоретические схемы «Мира в целом», неизбежно стра­даютупрощенчеством и лишь в большей или меньшей степени отра­жают реальность.Космология всегда была и остается сферой идеоло­гической борьбыидеалистического и материалистического мировоззрений.

Данная работа посвящена одной из основных частей звезднойастрономии – нашей Галактике.

Планета Земля принадлежит Солнечной системе, которая состоитиз единственной звезды – Солнца и девяти планет с их спутниками, тысячастероидов, комет, бесчисленных частичек пыли, и все это обращается вокругСолнца. Поперечник Солнечной системы составляет примерно 13 109 км.

Солнце и Солнечная система расположены в одном из гигантскихспиральных рукавов Галактики, называемой Млечным Путем. Наша Галактика содержитболее 100 млрд. звезд, межзвездный газ и пыль, и все это обращается вокруг еецентра. Поперечник Галактики составляет примерно 100 000 световых лет (одинмиллиард миллиардов километров).

Далее будет рассмотрена история изучения и строение нашейГалактики.

3везднаяастрономия, т.е. раздел астрономии, изучающий строение звездных систем,возникла сравнительно недавно, всего два века назад. Раньше она не моглавозникнуть,  так  как  оптические средства  исследования  Вселенной были  еще крайне  несовершенны. Правда, высказывались разные умозрительные  идеи  о строении звездного мира, подчас гениальные. Так, древнегреческий философ Де­мокрит (460—370  г. до н.э.) считал Млечный  Путь  скопищем слабосветящихся звезд. Немецкий ученый XVIII в. Иоганн Ламберт (1728—1777) полагал, что звездный миримеет ступенчатое, иерархиче­ское  строение:  меньшие системы звезд образуютбольшие, те, в свою очередь,  еще  большие  и  т. д., наподобие  известной игрушечной «матрешки». И эта «лестница сис­тем», по Ламберту, не имеет конца,т. е. подобная «структурная» Все­ленная бесконечна. Но, увы, все такие идеи неподкреплялись факта­ми,  и  звездная  астрономия  как наука зародилась лишь втрудах Вильяма Гершеля (1738—1822), ве­ликого наблюдателя и исследователязвездной Вселенной.

За  свою долгую жизнь он отшлифовал для телескопов около 430 телескопических зеркал, исреди них громадное зеркало диаметром 122 см и фокусным расстоянием 12 м.Гершелю стало доступно огромное множество  очень  слабых звезд, что  сразу расширило  горизонты познания. Удалось выйти в глубины звездного мира.

Еще в 683 г.н.э. китайский астроном И. Синь измерил коорди­наты 28 звезд и заметил их измененияпо сравнению с более древними определениями. Это заставило его высказатьдогадку о собственном движении  звезд в пространстве. В 1718 г. Эдмунд Галлейна основании наблюдений Сириуса, Альдебарана и Арктура подтвердил эту гипотезу.К концу ХVIII в. стали известны собственные движения все­го 13 звезд. Но дажепо таким крайне бедным данным Гершелю удалось обнаружить движение на­шегоСолнца в пространстве.

Идея метода Гершеля проста. Когда идешь по густомулесу, кажется, что деревья впереди рас­ступаются, а сзади, наоборот, схо­дятся.Так и на небе — в той его части, куда летит Солнце вместе с Солнечной системой(созвездие Геркулеса), звезды будут казаться «разбегающимися» в стороны отапекса — точки неба, куда направ­лен вектор скорости Солнца. На­оборот, впротивоположной точке неба (антиапексе) звезды должны казаться сходящимися. Этиэффекты и  были выявлены  Гершелем,  но из-за  скудости  данных  скоростьдвижения  Солнца  он  определил неточно.

Гершель открылмножества двой­ных, тройных и вообще кратных звезд и обнаружил в них движениекомпонентов. Это доказывало, что кратные звезды — физические систе­мы,подчиняющиеся закону тяготе­ния. Но главная заслуга Вильяма Гершеля состоит вего исследо­вании общего строения звездногомира.                                            

Задача былатрудной. В ту пору (конец ХУШ в.) ни до одной из звезд не было известно расстояние.Пришлось поэтому ввести ряд уп­рощающих предположений. Так, Гер­шельпредположил, что все звезды распределены в пространстве рав­номерно. Там же,где наблюдаются сгущения звезд, в том направлении звездная система имеетбольшую протяженность. Пришлось  также предположить, что все звезды излучаютодинаковое количество света, а их видимая звездная величина зависит только отрасстояния. И, наконец, мировое пространство Гер­шель считал абсолютнопрозрачным. Все  эти  три допущения  были, как мы теперь знаем, ошибочными, но ничего  лучшего  во  времена Гершеля придумать было невозмож­но. На звездномнебе Гершель выде­лил 1083 площадки и на каждой из них подсчитывал число звездданной звездной величины. Предположив затем, что самые яркие звезды наиболееблизки к Земле, Гершель принял их расстояние от Земли за единицу и в этих отно­сительныхмасштабах построил схему нашей звездной системы. При этом Гершель полагал, чтоего теле­скопы  позволяют  видеть  самые далекие звезды Галактики.

Схема строенияГалактики по Гершелю  была, конечно, далекой от действительности. По­лучалось,что поперечник Галактики равен 5800 св. годам, а ее толщина 11ОО св. годам,причем Солнечная система находится недалеко от галактического центра. Хотя вэтой работе действительные размеры нашей звездной системы уменьшены по крайнеймере в 15 раз и положение Солнца оценено неверно, не следует  преуменьшатьзначение открытия Гершеля. Именно он впервые опытным путем доказалструктурность звездной Вселенной, опровергнув популярные в ту пору взгляды оравномерном распределении звезд в бесконечном пространстве.

Следующий,   весьма   важный вклад визучение Галактики внесли русские ученые. Воспитанник Дерптского  (Тартуского) университета Василий  Яковлевич  Струве  был первым  астрономом,  который  в1837 г.  измерил  расстояние  до звезд. По  его  измерениям  рас­стояние доВеги равно 26 св. годам, что весьма близко к современным результатам.Независимо от Струве в 1838г.  Ф. Бессель  (1784— 1846) измерил расстояние дозвезды 61 Лебедя (11,1 св. лет), а затем Т Гендерсону (1798—1844) в 1839г.удалось отыскать самую близкую к нам   звезду   Альфу   Центавра (4,3 св.года). Позднее расстояния до целого ряда звезд были измерены  Пулковскойобсерватории X. Петерсом (1806—1880).

Как тогда писали, «лот, закину­тый вглубину мироздания, достал дно».  Стали  известны масштабы звездных расстояний.Нужно было продолжить работы Гершеля на бо­лее высоком уровне знаний. Этим изанялся В.Я. Струве.

Теоретически подсчитав, сколько звезддолжны быть видимы в теле­скопы Гершеля и сколько он видел на самом деле, В. ЯСтруве пришел к  фундаментальному  открытию. Межзвездное пространство наполне­новеществом, поглощающим свет звезд. Без учета этого межзвездного поглощениявыяснить строение Галактики невозможно. Кстати оказать, оценка величиныпоглощения света, подсчитанная  Струве,  близка  к современнымоценкам.           

В отличие отГершеля, Струве не считал светимость звезд одинако­вой. Но звезд с известным доних расстоянием было еще очень ма­ло, и поэтому учесть светимость звезд Струвемог только прибли­женно.

В 1847 г вышелв свет обоб­щающий труд В.Я. Струве «Этюды звездной астрономии». В нем авторприходит к выводу, что сгущение звезд в плоскости Млечного Пути — реальноеявление, и, следовательно, Галактика должна  иметь  форму плоского диска. Поисследованиям Струве, Солнце расположено не в центре Галактики, а на значитель­номрасстоянии от него.  Размеры Галактики  (с учетом поглощения света) получилисьбольшими, чем полагал Гершель. Границы нашей звездной  система  оказались  не­доступнымидля зондирования, и поэтому оценить параметры Галак­тики  в  целом  В. ЯСтруве  не смог.

В серединепрошлого века неко­торые астрономы предполагали, что в центре Галактики находитсяисполинское «центральное Солнце», за­ставляющее своим тяготением все звездыдвигаться вокруг себя. Про­фессор  Казанского  университета М.А. Ковальский(1821—1884) до­казал, что существование «централь­ного Солнца" вовсе необязательно и звезды Галактики могут двигаться вокруг динамического центра,т.е. геометрической точки, являющейся центром тяжести всей  звездной системы.Формулы Ковальского по­зволили по собственным движениям звезд найти направлениена центр Галактики.                   

В 1927 г.голландский астроном Ян Оорт  окончательно  доказал, что все звезды Галактикиобра­щаются вокруг ее центра. При этом Галактика в целом не вращается кактвердое тело. Во внутренних областях Галактики (примерно до Солнца) угловыескорости  звезд почти одинаковы. Однако далее к краям Галактики они постепенноубывают, но несколько медленнее, чем положено по третьему закону Кеплера.Орбитальная  скорость Солнца составляет 250 км/с, причем Солнце завершаетполный оборот вокруг центра Галактики примерно за 200 млн. лет.

/>Только в 1934г. были уверенно определены следующие параметры нашей звездной системы: расстояние от Солнца до центра – 32000 св. лет; диаметр Галактики 100 000 св. лет; толщена галактического «диска»10 000 св. лет; масса 165 млрд. солнечных масс.

Общая схемастроения Галактики современным данным представле­на на рисунке.

В Галактикеразличают три главные части — диск, гало и корону. Центральное сгущение дисканазы­вается балджем. В диске сосредоточены звезды, порождающие яв­лениеМлечного Пути. Здесь же присутствуют многочисленные обла­ка пыли и газа.Диаметр диска близок к 100 000 св. годам, наи­больший и наименьший поперечникибалджа  соответственно близки  к 20 000 и 30 000 св. лет.

Гало по форме напоминает слегкасплюснутый эллипсоид с наибольшим диаметром, немного превосходящим поперечникдиска. Эту часть нашей звездной системы населяют главным образом старые ислабосветящиеся звезды, а газ и пыль там практи­чески  отсутствуют.  Масса гало и диска примерно одинакова. Обе эти  части  Галактики  погружены вогромную сферическую корону, диаметр которой в 5—10 раз больше диаметра диска.  Возможно,  что корона  содержит  главную  массу Галактики в форменевидимого пока вещества  («скрытой массы»). По некоторый оценкам эта «скрытаямасса» примерно раз в 10 больше массы всех обычных звезд Галак­тики,сосредоточенных в диске и гало.

Такова общаякартина. Важны и детали.  Внутри Галактики су­ществуют  разные  по масштабамзвездные  системы — от  двойных звезд до скоплений из десятков тысяч звезд. Различаюти более крупные подсистемы в нашей звездной системе. Существенный элементструктуры Галактики — межзвездная среда, пылевые и газовые туманнос-ти. Со всемэтим более подробно мы сейчас и ознакомимся.

Очень многиезвезды «предпочи­тают» странствовать не в одиночку, а парами. Вполне естественносчи­тать,  что  близость  компонентов в системе двойной звезды имеет глубокиепричины. Две звезды объ­единились в одну систему не при случайной  встрече  в бескрайних просторах  космоса  (что  весьма маловероятно), а возникли совмест­но.В последнем случае их физи­ческие свойства должны, по-видимо­му, быть сходными,хотя известны и такие пары звезд, где компоненты не  имеют друг  с  другом почти ничего общего. Приведем примеры.

Рядом с Сириусоместь замеча­тельная звездочка — это открытый в 1862 г. первый «белый карлик». Впоследнее время за спутником Сириуса («Песьей звездой» древних египтян)укоренилось даже собст­венное имя — Щенок. Щенок лишь вдвое уступает по массеСириусу, а  по объему—в  103 раз. Ясно поэтому, что  плотностьвещества спутника  Сириуса  очень  велика. Если бы можно было этим веще­ствомнаполнить волейбольный мяч, последний приобрел бы весьма со­лидную массу—около160 т!

Сириус иЩенок—система из двух солнц, двойная звезда. Но как не похожи они друг надруга. Впро­чем, астрономам известны и другие, куда более странные содружества.

В созвездииЦефея есть двойная звезда, обозначаемая символом VV. Главнаязвезда — колоссальный хо­лодный сверхгигант, по диаметру в 1200 раз превышающийСолнце. Его спутник—обычная и горячая звезда, по-видимому, с обширной,«толстой» атмосферой. Главная звез­да  превышает  свой  спутник  по объемупочти в 2 000 раз.

Странныхсодружеств  в  мире звезд очень много. Их происхожде­ние остается пока невыясненным.Справедливость  требует,  однако, заметить, что есть немало и таких систем, вкоторых звезды как две капли воды похожи друг на друга.

Вот, например,система четырех звезд из созвездия Лиры, которую астрономы обозначают буквой«эпсилон».  Все четыре  звезды  очень похожи друг на друга. Они больше,массивнее и ярче Солнца, и каждая из них, скорее напоминает Сириус.

Особенно замечательна  пара звезд-гигантов,  сливающаяся  для невооруженного глаза водну звез­ду — Капеллу.  Они  схожи,  как близнецы, и их тесное, в буквальномсмысле слова, содружество  (рас­стояние  между  ними — миллионы километров)заставляет обе звезды обращаться вокруг общего центра масс почти за три месяца.

Когда двезвезды находятся друг от друга на расстоянии, сравнимом с их поперечниками, онинеизбежно теряют свою сферическую форму. Взаимное притяжение оказываетсянастолько мощным, что обе звезды под действием приливных сил вы­тягиваются  в направлении  друг к  другу.  Вместо  шара  каждая звезда становится трехосным  эллип­соидом, причем  наибольшие  оси эллипсоидов  всегда  совпадают  с прямой, соединяющейцентры обеих звезд.

Одним изтипичных представите­лей этого класса звезд является звезда W из созвездияБольшой Медведицы. В этой системе из двух дынеобразных заезд движение, какобычно, совершается вокруг общего центра масс. Оно весьма стреми­тельно: звездытак близки друг к другу,  что  через  восемь  часов каждая из них сновавозвращается в первоначальное положение. Лю­бопытно, что обе «звездные дыни»как две капли воды сходны между собой.  Благодаря равенству масс центр тяжестилежит в точности посередине между звездами, и обе они, в сущности, обращаютсяпо одной общей круговой орбите.

При наблюденияхс Земли оба компонента этой системы неразличимы в отдельности даже в силь­нейшиетелескопы. Все сведения о  природе звезды W Большой  Мед­ведицыбыли получены исключи­тельно по наблюдениям изменения ее видимой звезднойвеличины. Не­трудно сообразить, что, обращаясь вокруг  общего  центра  тяжести,дынеобразные  светила  поворачи­ваются к нам то более широкой, те более узкойсвоей частью. По этой причине звезда W Большой Медведицы принадлежит кчислу переменных звезд, т е. звезд, поток излучения от которых изменяется.Тщательный анализ кривой изменения потока от W Большой Мед­ведицыи раскрыл перед астроно­мами все удивительные свойства этой двойной системы.

/>Иногда дынеооразными  могут быть самые  крупные,  массивные из звезд. Примером можетслужить уникальная система АО Кассиопеи, в сравнении с которой предыдущая паравыглядят весьма миниатюрной.

Обе,  звезды в  системе  АО Кассиопеи—горячие гиганты, тем­пература атмосферы которых около25000  К.  Каждый из  гигантов почти в 30 раз массивнее Солнца и в 200—300 тыс.раз превосходит его по светимости.

Расчетыпоказывают, что рас­стояние между центрами этих горя­чих  гигантов  составляет всего 25  млн.  км.,  а  вытянутость их такова, что обе исполинские «дыни»касаются друг друга! И вся эта система быстро вращается с перио­дом всего внесколько часов!

Звезду bЛиры  можно  без всяких колебаний назвать замеча­тельной. Как и звезда W БольшойМедведицы, b Лиры  состоит из двух  дынеобразных  звезд,  обра­щающихсявокруг общего центра тяжести. Большая из них—горя­чая гигантская звезда,атмосфера которой нагрета до 15000 К. Мень­шая звезда вдвое холоднее, и ееизлучение совершенно теряется в потоках света, излучаемых главнойзвездой.      

/>На b Лиры впервые обратили внимание в конце  ХVШ в., но, несмотря на тщательные исследования в течение почтя двух веков этой яркой звезды,ее природа до  недавнего времени, казалась зага­дочной. Особенно сложными инепонятными были спектр звезды и те изменения, которые в нем наблю­дались.Сейчас эти световые «ияеро-глифы» расшифрованы, и результаты  проведенного  исследованиясхематически представлены на рисунке.

От главнойзвезды В9 к ее спут­нику F  непрерывно  извергаются потоки газового  вещества.  Они огибают спутник  и возвращаются к главной звезде,образуя, таким образом, непрерывную циркуляцию газа. Но инертность газа и враще­ниеспутника вокруг главной звезды приводят к тому, что часть газа, находящегося за  спутником,  на стороне, противоположной направ­лению на главную звезду,улету­чивается во внешнее пространство. При этом газ, удаляясь от звезды,образует огромное  газовое коль­цо. Нечто сходное можно иногда увидеть  при фейерверках,  когда особые вертушки  выбрасывают в воздух светящиеся спирали.

Кольцеобразный газовый шлейф b  Лиры — образование динамиче­ское. Оно непрерывно рассеивается впространстве, и его кажущаяся стабильность объясняется непрерыв­ным пополнениемгазового вещест­ва идущего от вращающейся звезд­ной пары.

Доступная нашему наблюдению газоваяспираль имеет почти такой же размер, как наша планетная система. Луч зрениялежит как раз в ее плоскости, и только благодаря этому  случайному  обстоятельствуудалось обнаружить ее существо­вание.  Кольцо  вуалирует  спектр главной звезды,  и  именно этим вызваны   странные   особенности спектра  b Лиры. Если бы систему  b Лиры мы наблюдали «сверху» или«снизу», она показалась бы нам самой обычной звездой.

На зимнем  небев созвездии Близнецов выделяются две звезды, сходные по яркости друг с другом.Верхняя из них называется Касто­ром, а нижняя — Поллуксрм. Оба эти именимифологического  про­исхождения.  Согласно  легендам древних греков, так звалидвух близнецов, рожденных красавицей Ледой от всемогущего Зевса.

Еще  в  1718  г.  английский астрономД. Брадлей (1693-1762) открыл, что Кастор—двойная звезда, состоящая из  двух горячих и крупных солнц. Вскоре удалось заметить, что обе звезды весьмамедленно обращаются вокруг обще­го центра. К сожалению, до сих пор периодобращения в этой системе не может считаться уверенно опреде­ленным.  Наиболеенадежным его значением считается 341 год.

 Трудности, скоторыми приходит­ся сталкиваться астрономам, станут  более понятными, если осознать,что видимое движение в системах двойных звезд не есть дви­жение истинное. Делов том, что плоскость, в которой спутник совер­шает  обращение вокруг  главнойзвезды, обычно наклонена под не­которым  углом  к  лучу  зрения. Поэтомуастрономы видят не истин­ную орбиту звезды и не истинное ее движение, а толькопроекцию того и другого на плоскость, пер­пендикулярную к лучу зрения.

Все это сильно затрудняет иссле­дования.Отсюда проистекает и та неточность результатов, с которыми мы сейчасстолкнулись.

Кастор А и Кастор В (как обо­значаютастрономы компоненты ин­тересующей  нас  пары)  отстоят друг от друга примернов 76 раз дальше, чем Земля от Солнца. Ина­че говоря, обе звезды разделяетрасстояние, почти вдвое превышаю­щее среднее расстояние Плутона от Солнца.

Околополутора веков назад по­близости от Кастора была замечена слабосветящаяся  звездочка   9-й звездной величины, сопровождаю­щая Кастор А и Кастор В в ихполете вокруг центра Галактики. Если звезды видны на небе вблизи друг от другаи движутся в одном направлении и с одной скоростью — это верный признак того,что звезды физически связаны между собой. Поэтому уже с начала века Касторсчитается не двойной, а тройной звездой.

Кастор С — третий  компонент в рассматриваемойсистеме солнц — полная противоположность Касто­ру А и Кастору В. Это карликоваякрасноватая звездочка. Расстояние между ней и главными звездами системы вовсяком случае не меньше чем 960 а. е. Заметим, что измерен­ное расстояние естьпроекция на небосвод истинного расстояния.

При значительной удаленности от главныхзвезд Кастор С обра­щается вокруг них с периодом в десятки тысяч лет!Неудивительно, что за полтора века наблюдения Кастор С не сдвинулся  со своегоместа на сколько-нибудь ощутимую величину.

Любопытнее всего, что каждая из  трех звезд,  с  которыми  мы сейчас познакомились, в свою оче­редь, представляетсобой настолько тесную пару звезд, что «разделить» их удается только методамиспект­рального анализа.

Кастор А иКастор В распада­ются на две пары близнецов, рас­стояния между которымисоставля­ют около 10000000 км! Это в пять раз  меньше,  чем  расстояние  отМеркурия до Солнца. Весьма воз­можно, что все четыре звезды под действиемвзаимного тяготения при­обрели дынеобразную форму трех­осных эллипсоидов,

Что касаетсяКастора С, то и эта звезда состоит из двух близ­нецов-карликов, удаленных другот друга на 2700000 км, что лишь вдвое превышает диаметр Солнца.

По случайномустечению обстоя­тельств плоскость, в которой об­ращаются оба двойника Кастор С,проходит через луч зрения земного наблюдателя. Благодаря этому одна звезда  периодически   закрывает часть другой,  из-за  чего  общий поток излучения отсистемы умень­шается. Применяя астрономическую терминологию, можно сказать, чтоКастор С  является затменно-переменной звездой.

 Перед намираскрылась удиви­тельная картина — система из шести звезд, связанных междусобой уза­ми взаимного тяготения: две пары горячих огромных звезд и  парахолодных  красноватых  карликов, непрерывно участвующих, в сложном движении. Двойники  Кастор  А совершают оборот вокруг общего центра масс всего за 9 дней.Двой­ники Кастор В, несколько более близкие друг к другу, имеют еще меньшийпериод обращения—толь­ко .3 дня. И уж совсем головокру­жительным кажетсявращение кар­ликов, которые ухитряются обер­нуться вокруг центра масс всего за19 ч! От 19 ч до десятков тысяч лет — таково разнообразие периодов обращения в  этой  удивительной системе звезд.

Долгое   время   шестикратная системаКастор считалась уникальной. Однако в  1964  г.  обнаружили, что хорошоизвестная двой­ная  звезда  Мицар  (средняя  в ручке ковша Большой Медведицы)также, по-видимому, должна быть отнесена к шестикратным системам.Действительно, уже невооруженный глаз легко обнаруживает рядом с Мицаромзвездочку пятой звездной величины, названную Алькором. Обе звезды имеют общеедвижение в пространстве и потому, по-видимо­му,  образуют  физическую  парузвезд. В небольшой телескоп Мицар распадается на два компонента — Мицар А иМицар В. По наблю­дениям спектра Мицара А давно установлено, что эта звезда, всвою очередь, состоит из двух компонен­тов с периодом обращения вокруг общего центра  тяжести,  равным двадцати с половиной земным сут­кам. И вот, наконец, в1964 г. выяснилось, что Мицар В, казав­шийся до тех пор одиночной звез­дой, на  самом деле состоит из трех звезд. Две из них близки друг к  другу  и обращаются  вокруг общего центра масс за 182 сут. Третий же, далеко отстоящийот них компонент  обладает  значительно большим периодом обращения, рав­ным 1350 сут.

  В настоящеевремя известны де­сятки тысяч двойных звезд, так что содружества звезд —явление очень частое. Возможно, более половины всех звезд являются двойными.

Первоезнакомство всегда быва­ет внешним. Поэтому мы прежде всего обратим внимание на  фотопортрет типич­ного шарового звездного скопления. Каждое шаровое скоп­ление—этосвоеобразный исполин­ский шар из звезд, или, применяя более специальнуютерминологию, типичная сферическая звездная сис­тема. Бросается в глаза в общемравномерная  по  всем  направле­ниям концентрация звезд к центру скопления. Всердцевине шаровых скоплений звезд так много и они так плотно расположены в прос­транстве,что на фотографиях видно лишь сплошное сияние.

/>Известно более  130  шаровых звездных скоплений, хотя общее их число в нашей Галактикедолжно быть раз в десять большим. По­перечники  их  весьма  различны. У самых маленькихони близки к 5—10  св.  годам,  у  наибольших измеряются 500—600 св. лет. Раз­личнаи масса скоплений — от нескольких десятков тысяч до сотен тысяч солнечных масс.  Так  как различия  в  массе  у  отдельных звезд невелики, можно считать,что шаровые звездные скопления содержат десятки, сотни тысяч, а иногда имиллионы звезд!

На фотоснимках шаровых скоп­лений  мывидим не действительное распределение звезд в скоплении, а лишь проекций этогораспреде­ления на плоскость. Выведены фор­мулы,  позволяющие  перейти  отвидимой картины к истинной. Ока­залось, что пространственное распределениезвезд в шаровых звезд­ных  скоплениях  весьма  сложно. В самых общих чертахшаровые звездные  скопления состоят  из плотного центрального ядра и короныокружающей его, в пределах которой плотность меняется сравни­тельно мало.

Подмечено, что у разных скоплений увеличение  концентрации  к центру  различно—у  одних  оно мало, у другихвыражено очень резко. И еще один любопытный факт — некоторые «шары из  звезд»заметно сплюснуты. Вызвано ли это их вращением или другими при­чинами, поканеизвестно.     

Для Плеяд, типичного рассеянного, снеправильными очер­таниями звездного скопления, ха­рактерно  обилие  очень горячих гигантских звезд. В шаровых скоплениях,  наоборот,  такие звезды редкиили вовсе отсутствуют. Из­вестно  около  1200  рассеянных звездных скоплений,.Каждое из них включает в себя от нескольких  де­сятков до нескольких тысячзвезд, в основном принадлежащий к главной последовательности.

Горячие белые и голубые звезды-гиганты— образования  весьма мо­лодые,  существующие  не  более нескольких десятковмиллионов лет (для звезд этот срок все равно что для человека несколько дней).Раз их нет в шаровых звездных скопле­ниях, значит, сами эти скопления  по-видимому,имеют весьма почтен­ный возраст.

О том  же свидетельствует и другойфакт—в шаровых звездных скоплениях, за очень редким исклю­чением, нет газовыхили пылевых туманностей.  Межзвездное  про­странство там почти идеальнопрозрачно. Так могло получиться, если, например, шаровые звездные скоплениясовершили  много оборотов вокруг ядра Галактики и каждый раз проходя черезбогатую глазом и пылью серединную плоскость нашей звездной системы, ониоставляли там свои газы и пыль. Этот гран­диозный  очистительный  «фильтр"действовал, безотказно и, возможно, благодари, ему шары из звезд так очищены отмежзвездного «мусора».

Заметим, что вшаровых скопле­ниях  найдены  сотни  переменных звезд и источники рентгеновскогоизлучения.

В созвездии Ориона темными зимниминочами можно рассмотреть слабо светящееся туманное  пят­нышко. Его впервыезаметили еще в 1618 г., и с тех пор на протяжении трех с половиной вековтуманность Ориона служит предметом тщатель­ного исследования.

Невооруженному  глазу  туман­ностьОриона кажется  размером с Луну. На фотоснимках, получен­ных при помощи мощныхтелеско­пов, она занимает, всё созвездие! Это невообразимо большое и оченьсложное по своей структуре межзвездное облако космических газов находится отЗемли на расстоянии 1800 св. лет.

   ТуманностьОриона — типичный представитель первой группы меж­звездных  объектов -  газовыхту­манностей.

Вторая, не менее многочисленная группа межзвездных образований представлена в том же созвездии. Это знаменитая тёмнаятуманность, благодаря   своим   причудливым внешним  очертаниям  названнаяКонской  головой. Наибольший поперечник «голо-вы», в 20800 раз превышает рас­стояниеот Земли до Солнца.

Конская голова состоит из мель­чайшейтвердой космической пыли.Облако  пыли  задерживает  свет расположенных за нимзвезд, и поэтому на фоне звездного неба некоторые из пылевых туманностей имеютвид зловещих черных пятен. Из образований  подобного  рода наиболее заметна развилкаМлечно­го Пути. В темные августовские ночи,  когда созвездие Лебедя  в нашихширотах близко к зениту. Млечный Путь, начиная от Дене­ба — самой яркой звездыв Лебеде, двумя сверкающими потоками нис­падает  к горизонту.  РазделениеМлечного Пути только кажущееся. Оно вызвано колоссальными и срав­нительноблизкими к нам облаками космической пыли, которая и созда­ет эффект развилки.

Темные исветлые туманности, подобные описанным выше, легко доступны для наблюдения. Гораздотруднее  обнаружить  необычайно разреженную и почти совершенно прозрачнуюгазовую среду, которая называется межзвездным газом.

Известно, чтомежзвездный газ на самом деле представляет собой смесь, главным образом, водородаи гелия. Непрерывной дымкой за­полняют  эти  газы  межзвездное пространствонашей Галактики, и нет  направления,  в котором  бы спектрограф не обнаруживалпри­сутствия разреженной межзвездной среды.

Кроме газа ипыли есть и другие формы материи, которые совсем не оставляют места для пустоты.

Солнце извезды, особенно не­которых типов и на определенных этапах своей эволюции,выбрасы­вают в пространство великое мно­жество мельчайших частиц — кор­пускул.Среди них преобладают про­тоны и альфа-частицы, представ­ляющие собой ядранаиболее легких химических элементов — водорода и гелия. Нет сомнения в том,что межзвездное  пространство  прони­зывается  корпускулярными  пото­ками, или,как говорят, корпуску­лярным излучением звезд.

К этому добавляются  потоки электромагнитного  излучения,  испускаемого  не  только звездами, но и самой межзвездной средой. Часть этого излучения человеческийглаз воспринимает в виде света, другие  электромагнитные  волны, напримеррадиоволны, могут быть уловлены с помощью тех или иных приемников. Вся эталучистая энер­гия сплошь заполняет космос, по крайней мере в наблюдаемой намиего части. Нельзя указать ни одной точки пространства,  куда  бы не доходило втой или иной форме электромагнитное излучение.

Из законавсемирного тяготения следует, что притяжение каждого предмета может быть обнаруженона любом сколь угодно большом расстоянии. Проявление сил данной природы впространстве называется полем этих сил. Следовательно, про­тяженность полятяготения любого тела, строго говоря, беспредельна. Оно, если угодно, можетсчитаться своеобразным «продолжением» лю­бого тела.

Поле  хотя  и невещественно (т. е. не состоит из элементарных частиц вещества — электронов,про­тонов, нейтронов и т. п.), тем не менее  вполне  материально.  Ведь под материей  понимается  любая объективная реальность, т. е. все то, чтосуществует независимо от нас и, воздействуя на наши органы чувств, порождает внас ощущения.

Два  тела, состоящие  из  ве­щества, не могут одновременно за­нимать  один  и  тот  же объем пространства. Для полей тяготения такого ограничения нет. Они совер­шеннобеспрепятственно перекрыва­ют друг друга, и в данном объеме пространства могутдействовать сов­местно много полей и даже разной природы (электрические,магнитные и т.д.).

Все сказанное огравитационном поле в полной мере относится к полям электромагнитным, наличиекоторых в космосе также можно считать твердо установленным.

Возвращаясь квеществу между звездами,  заметим,  что  в  окру­жающей нас земной обстановкенет ничего, что хотя бы в отдаленной степени напоминало сверхразрежен­ную межзвездную  среду.  Самым легким веществом обычно принято считать воздух.Однако по сравнению с любой межзвездной туман­ностью воздух выглядит образова­ниемнеобычайно плотным.  Кубический сан­тиметр     комнатного     воздуха имеет массу,  близкую  к  1  мг; плотность   туманности   Ориона в 100 000 000 000000 000 (1017) раз меньше. Прочесть это число нелегко. Но ещетруднее наглядно предста­вить себе столь большую степень разреженностивещества.

Плотностьмежзвездных газовых туманностей (10-17 кг/м3) так нич­тожномала, что массой в 1 мг будет обладать газовое облако объемом в 100 км3!

В технике стремятся в некоторых случаях получить вакуум —весьма разреженное состояние газов. Путем довольно сложных ухищрений уда­етсяуменьшить плотность комнат­ного воздуха в 10 млрд. раз. Но и такая «техническаяпустота» все же оказывается в миллион раз более плотной,  чем любая газовая ту­манность!

Можетпоказаться странным, почему столь разреженная среда на фотографиях кажется сплошными даже плотным светящимся облаком, тогда как воздух настолько прозра­чен, чтопочти не искажает наблю­даемую сквозь него картину Вселен­ной. Причиназаключается, конечно, в размерах туманностей. Они так грандиозны, чтопредставить себе объем, ими занимаемый, нисколько не легче, чем ничтожную ихплот­ность

В  среднем туманности  имеют поперечники, измеряемые световыми годами или даже десяткамисве­товых лет. Это означает, что если Землю  уменьшить  до  размеров булавочнойголовки, то в таком масштабе туманность Ориона  должна быть изображена облакомразмером с земной шар! Поэтому, несмотря на ничтожную плотность составляющих еегазов, вещества туманности Ориона все же вполне хватило бы на изготовле­ниемнескольких сотен таких звезд, как наше Солнце.

Мы  находимся от туманности Ориона  на расстоянии,  которое свет  преодолевает  за  1800  лет. Благодаря этому мывидим ее всю целиком. Если же в будущем при межзвездных перелетах путешест­венникиокажутся внутри туман­ности Ориона, то заметить это будет нелегко — рассматриваемая«изнутри» туманность покажется  почти идеально прозрачной.

   Свечение газопылевых  туман­ностей может быть вызвано тремя причинами. Во-первых, есливблизи туманности находится какая-нибудь звезда — туманность отражает ее свет,как туман, освещенный уличным фонарем. Во-вторых, в  тех  случаях,  когда соседняя звезда весьма горячая (с темпера­турой   атмосферы  большей 20000 К),атомы газов туманности переизлучают энергию, получаемую от звезды, и процесссвечения пре­вращается в люминесценцию, имеющую сходство со свечением газов в рекламных  трубках.  Наконец, постоянно движущиеся газовые об­лака  иногда сталкиваются  друг с другом, и энергия столкновения частично преобразуется визлучение. Разумеется, все три причины могут действовать и совместно.

Когда мы видим на небе группу редкихзвезд,  объяснить  это их случайной встречей в мировом про­странстве было быошибкой. Скорее такие звезды имеют общее проис­хождение, и мы их застали в ран­нийпериод их жизни, когда они еще не успели разойтись в разные стороны.

Так рассуждал известный совет­скийастроном, академик В. А. Амбарцумян,  когда в  !947  г.  ему удалось открытьрассеянные группы очень горячих звезд-гигантов (спек­тральные классы О и В), атакже переменных желтых и красных кар­ликовых звезд типа звезды Т Тельца.Первые из этих группировок В. А. Амбарцумян назвал 0-ассоциацнямй,  вторыеТ-ассоциациями. Каждая  ассоциация  состоит  из нескольких десятков звезд, иразмеры их колеблются в пределах от десятков до сотен световых лет.Установлено, что некоторые ассоциации медленно расширяются во все стороны.

Внутри звездных ассоциаций об­наруженыбольшие массы водорода и пылевая материя.

По мнению В. А.Амбарцумяна н его последователей, звезды, обра­зующие ассоциации, возниклиодновременно из особых, как он назы­вает, дозвездных тел. Эти тела покарешительно ничем себя непосред­ственно не проявили. Существуют ли они вдействительности, покажет будущее.

Еще в 1944 г.немецкий астроном  В. Бааде  (1893—1966)  разделил звездное население Галактики на два  типа.  К первому  он  отнес звезды, составляющие спиральные ветви нашей звездной системы, а также звезды рассеянных звездных скоплений  и некоторые  другие. Население второго типа по Бааде — это звезды шаровыхзвездных скоп­лений и звезды ядра Галактики.

Примерно в этоже время  де­тальное изучение структуры Галак­тики  начал  известный  советскийспециалист по звездной астрономии Б. В. Кукаркин (1909—1977). В ито­ге онпришел к выводу, что в Галактике можно выделить три под­системы: плоскую,промежуточную и сферическую. Б. В. Кукаркин до­казал, что звезды с одинаковымифизическими характеристиками рас­пределяются в пространстве одинаковымспособом. Так, например, горячие  гигантские  звезды  спектральных классов О иВ, звезды рассеянных  скоплений,  пылевые туманности и сверхновые звездыобразуют плоские подсистемы. Промежуточные подсистемы образованы новымизвездами, белыми карликами  и  некоторыми  переменными звездами. Наконец,распределение в пространстве шаровых звездных скоплений, субкарликов инекоторых типов переменных звезд характерно для сферических подсистем.

/>Есть прямаясвязь между ре­зультатами  Бааде  и  Кукаркина. Плоские  подсистемы  состоят из населения I типа,  сферические—из населения II типа.Любопытно, что звезды  II  типа  отличаются  дефицитом металлов,что скорее всего свидетельствует о большом возрасте звезд сферических подсистем.

Описанное разделение на под­системы,по-видимому, имеет глубо­кий эволюционный смысл, раскрыть который  в деталях предстоит  в будущем. В настоящее время принято делить население Галактики напять подсистем,  схемы и назва­ния которых указаны на рисунке. В  следующейтаблице приведен примерный возраст каждой из под­систем  в  миллиардах лет и иххарактерный состав.

Как уже говорилось,  главное,центральное сгущение звезд в Га­лактике называется балджем. Спи­ральнаяструктура в балдже не проявляется. Она характерна для диска—плоскойсоставляющей Галактики    поперечником    около 100000 св. лет. Скорее всего Га­лактикаимеет две спиральные вет­ви, шириной около 3000 св.  лет каждая.

/>Самаяцентральная область Га­лактики поперечником в несколько тысяч  световых лет—это  арена очень бурных и пока еще не вполне понятных процессов. Здесьнаблю­дается движение газов со скоростью в сотни километров в секунду, исоздается впечатление, что имеют место какие-то гигантские взрывы, последствия которых  мы  видим. Пыль мешает нам рассмотреть под­робности,  но,  по  мнению ряда астрономов,  в  центре  Галактики имеется  сверхмассивная  «черная дыра» смассой в десятки тысяч солнечных масс, окруженная втя­гивающимися в нее газами.Так ли это, решит будущее.

Не толькоВильям Гершель, но и некоторые его предшественники высказывали  предположение, что часть светлых туманностей на небе представляют собой другие звездныесистемы, подобные Галактике. Лорд Росс даже сумел в свой огромный телескоп рассмотреть  спиральную структуру некоторых из них. Но все это были ничем неподкрепленные догадки, и дискуссия об истинной природе «подозрительных» туман­ностейзахватила почти всю первую четверть текущего века.

Лишь в 1924 г.американский астроном Эдвин Хаббл (1889—1953) при помощи 100-дюймового рефлек­тора обсерватории  Маунт-Вилсон сумел «разложить» на отдельные звезды спиральные ветвитуманнос­тей  Андромеды  и  Треугольника. Среди этих звезд оказались  це­феиды— переменные звезды, период изменения светимости которых одно­значно определяетабсолютное зна­чение их светимости. Как уже гово­рилось, зная абсолютную ивидимую яркость звезды, легко вычислить расстояние до нее. Так впервые уда­лосьдоказать, что обе туманности лежат далеко за пределами Галактики. Постепенно, вборьбе разных идей, родилась новая отрасль нау­ки — внегалактическая астрономия.

Сегодняизвестно великое мно­жество  галактик.  На  некоторых участках неба их виднобольше, чем звезд. До самых дальних из них луч света доходит лишь за мил­лиардылет. Естественно, что изуче­ние  мира  галактик  началось  с ближайших из них,которые вместе с нашей Галактикой образуют Мест­ную систему из 34 галактик.

Местная системагалактик зани­мает огромный объем пространства поперечником около 6 000 000 св.лет. Из 34 членов этой системы два (туманность Андромеды  и  наша Галактика)принадлежат к гигант­ским звездным системам, три (Магеллановы  Облака  и туманность Треугольника) являются системами промежуточных размеров, а осталь­ные— типичные галактики-карлики.

Трудно сказать,насколько ха­рактерно такое сочетание звездных систем для других областейВселенной. С больших расстояний кар­ликовые галактики просто не видны. Можновсе же думать, что карли­ковых галактик во Вселенной долж­но быть не меньше,чем гигантских звездных систем.

Изучение звездных систем, очевиднонемыслимое в древности, могло начаться  на достаточно  высоком уровне развития  телескопической техники. Начало было положено в ХVIIIиXIX вв. громадными реф­лекторами Гершелей и Росса. На протяжении этих вековосмысливалось положение Земли в звездном мире. Окончательно открытие Галак­тикис ее реальными параметрами состоялось лишь к началу 20-х годов текущего века. Сэтих же лет начи­нается и  бурный рост внегалак­тической  астрономии,  чему спо­собствовали прогресс в телескопостроении и рождение радиоастро­номии.

Ныне наблюдаемая часть Вселен­ной предстает  как  совокупность материальных систем, начиная от кратных звезд извездных скоплений и кончая облаками из сотен тысяч галактик.

Главная  задача  современной звезднойастрономии состоит в вы­яснении деталей строения Метага­лактики, т. е. всегодоступного на­шему  изучению звездного мира. От­крытие квазаров и уменьшение ихчисленности по мере дальнейшего проникновения в глубины Вселенной, возможно,показывает, что «границы» Метагалактики близки к наблю­дению самых старыхобъектов ми­роздания.

То, что ужеизвестно о мире га­лактик, показывает громадное мно­гообразие звездных систем. Этот факт еще и еще раз убеждает нас в  неисчерпаемости  окружающего насматериального мира.

Список использованной литературы.

1.    Засов А.В., Кононович Э.В. Астрономия: Учебник для 11класса общеобразовательных учреждений. 3-е изд. –М.: Просвещение, АО«Московские учебники», 2001.

2.    О. Струве, Б. Линдс, Э. Пилланс. Элементарная астрономия. 2-е изд.–М.: Наука 1967.

3.    Моше Д. Астрономия: Книга для учащихся.Перевод с английского/Под редакцией А. А. Гурштейна. – М.: Просвещение, 1985.

4.    Агекян Т. А. Звёзды, галактики,Метагалактика. –3-е изд. –М.: Наука, 1981.

5.    Зигель Ф.Ю. Астрономия в ёё развитии: Книгадля учащихся 8-10 классов средней школы. –М.: Просвещение, 1988.

www.ronl.ru

Реферат: Наша Галактика

I. СОСТАВ И СТРУКТУРА ГАЛАКТИКИ

1.Млечный Путь и структура Галактики.Уже к началу нашего века было известно, что те звезды, которые наблюдаются невооружен­ным глазом или в телескоп, обра­зуют в пространстве сплюснутыйзвездный дискгромадного размера. Мы находимся внутри этого диска и поэтому вблизи его плоскости ви­дим очень много далеких звезд. Совокупность этих звезд сливается для нас в светящуюся полосуМлеч­ного Пути.Раньше думали, что Солнце расположено вблизи центра звездной системы — Галактики, по­тому что яркость Млечного Пути примерно одинакова во всех на­правлениях, хотя в нем и сущест­вуют отдельные более яркие участ­ки. Сейчас мы знаем, что свет самой яркой центральной области Галактики сильно ослабля­ется из-за поглощения межзвездной пылью. Лишь наблюдения в инфра­красных лучах, которые испытывают меньшее поглощение, позволили «увидеть» наиболее плотную цент­ральную область нашей Галактики. Она расположена в созвездии Стрельца.

Эта центральная, наиболее ком­пактная область Галактики назы­вается еезвездным ядром.Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики — на расстоянии 25— 30 тыс. световых лет (8—10 кпк) — вблизи плоскости симметрии звезд­ного диска, толщина которого состав­ляет несколько тысяч световых лет. Ядро находится в центрезвездного, дискаГалактики.

Часть звезд нашей Галактики не входит в состав диска, а образует сферическую составляющую(рис.1).Эти звезды концентрируются не к плоскости диска, к ядру Галактики. Диск и сферическая составляющая — основные элементы структуры нашей Га­лактики.

Полное число звезд в Галактике можно оценить только ориентиро­вочно. Оно составляет несколько сотен миллиардов. Лишь незначи­тельная доля всех этих звезд доступ­на наблюдениям даже при помощи крупнейших телескопов.

Галактика — это огромный звезд­ный остров, диаметр которого пре­вышает 100000 св. лет, объединя­ющий многие миллиарды самых раз­личных звезд.Помимо звезд, в Га­лактике содержится много тел не­большой массы (например, планет) и очень неоднородная по плотности межзвездная среда (разреженный газ, пыль, космические лучи). Не­смотря на большую массу. Галак­тика—очень разреженная система: расстояния между соседними звез­дами, как правило, измеряются световыми годами.

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

Примером звездных скоплений, хорошо видимых невооруженным глазом, являются скопления Плеяды и Гиады (оба в созвездии Тельца). В Плеядах нормальный глаз видит 5—7 слабых звездочек, располагающихся в виде малень­кого ковшика (по этому скоплению удобно проверять остроту зрения). В телескоп в Плеядах заметны сот­ни звезд(рис. 2).Гиады — скоп­ление не столь компактное, как Плеяды, но оно содержит более яркие звезды. Рядом с Гиадами — красноватый Альдебаран — яр­чайшая звезда в созвездии Тельца.

Невооруженным глазом на небе заметно всего несколько скоплений. Но в телескоп их можно видеть сотни. Наблюдения показали, что звездный состав скоплений различен.Измеряя температуру и светимость звезд скоплений и сверяя их положение на диаграмме Герцшпрунга - Рессела с теорией звездной эволюции, удается оценить возраст скоплений. Оказалось, что некоторые скопления состоят из сравнительно молодых, некоторые — из старых звезд.Звезды внутри скопления имеют близкий возраст и, следовательно, связаны общим происхождением.

Наблюдается два типа скоплений —рассеянныеишаровые.Рассеянные скопления содержат десятки, сотни, а наиболее крупные — тысячи звезд и выглядят в телескоп сверкающей россыпью. Плеяды и Гиады относятся к этому типу. Среди рассеянных скоплений встречаются как сравнительно ста­рые, с возрастом в несколько мил­лиардов лет, так и очень молодые, в которых еще сохранились много голубых горячих звезд высокой све­тимости. Эти звезды значительно массивнее Солнца, и поэтому (как мы уже знаем) продолжительность жизни у них более короткая, чем у звезд других типов. Существование в рассеянных скоплениях таких звезд говорит о том, что образование скоплений продолжается и в наше время. Сравнительно молодым скоплением являются Плеяды: его возраст около 108лет.

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

Шаровые скопленияпо размеру, как правило, больше рас­сеянных и содержат 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 светящиеся пятнышки. На фотографиях шаровые скопления обычно выглядят как целый рой огромного числа звезд(рис. 3).Кажется, что в центре скопления звезды сливаются в сплошную светлую массу. Но на 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 возраст трудно точно оценить. Основываясь на теории звездной эволюции, ученые получают оценки возраста наиболее старых скоплений в 13—18 млрд. лет.

Всего в нашей Галактике известно около 150 шаровых скоплений. В отличие от рассеянных звездных скоплений, шаровые скопления слабо концентрируются к полосе Млечного Пути. Зато практически все они наблюдаются в одной половине неба, в центре которой находится созвездие Стрельца. Такая особенность распределения отражает структуру нашей звездной системы — Галактики: в созвездии Стрельца находится ее центр. Шаровые скопления, в отличие от рассеянных, относятся к сферической составляющей Галактики.

II. ДВИЖЕНИЕ ЗВЕЗД

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

О движении небесного тела в космическом пространстве можно узнать двумя способами.

Первый способ— наблюдение за перемещением источника на фоне очень далеких звезд. Он дает оценку не полной скорости объекта, а проекции вектора скорости на плоскость, перпендикулярную лучу зрения(рис.4).Эту составляющую называюттангенциальной скоростьюVt.Ее можно измерить лишь для сравнительно близких звезд по медленному изменению их положения на небе.

Первый каталог, в котором были приведены относительные положения ярких звезд, был составлен еще во II в. до н.э. древнегреческим ученым Гиппархом. Этим каталогом пользовался Клавдий Птолемей — автор геоцентрической системы мира. В начале XVIII в. английский астроном Эдмонд Галлей сравнил наблюдавшиеся в его время положения звезд с теми, которые были приведены у Птолемея. Для нескольких ярких звезд он обнаружил заметное перемещение относительно остальных. Так впервые было доказано, что звезды движутся.

Чтобы измерить тангенциальную скорость какой-нибудь звезды, при помощи специальных измерительных приборов сравнивают фотографии одного и того же участка неба, сделанные на одном и том же телескопе с промежутком времени в несколько лет или десятилетий. За этот промежуток времени близ­кие звезды слегка смещаются на фоне слабых, более далеких, прак­тически неподвижных для наблюда­теля звезд. Такое смещение очень мало и лишь у немногих звезд превышает одну угловую секунду в год.

Зная расстояние до звезды, легко по угловому смещению найти ее тангенциальную скорость Vt..Пусть, например, звезда, расстояниеDдо которой 30 св. лет, или около 3*10­­­­17м, перемещается на угол a=0,2" в год. Следовательно, ее смещение за год равно отрезку длинойD*sin a =3*1011м. Значит, тангенциальная скорость состав­ляет 3*1011м в год, или около 10 км/с.

Второй способоценки скорости звезд основан на измерении смещения линий в их спектрах, определяемого эффектом Доплера. Этот способ позволяет найти проекцию вектора скорости звезды на луч зрения, илилучевую ско­ростьзвезды Vr(рис. 4).

Полная скорость звезды вычисляется через тангенциальную Vtи лучевую Vrпо теореме Пифагора:. Измерения показали, что большинство звезд, сравнительно близких к Солнцу, движется относительно него со скоростями, не превышающими 30 км/с.

Из-за движения звезд вид звезд­ного неба со временем должен ме­няться. Одни звезды приближаются к нам и в будущем станут более яркими, другие навсегда удаляются от Солнечной системы. Изменяется и их положение на небе. Но этот процесс происходит настолько мед­ленно, что нужны многие сотни лет, чтобы перемещение даже бли­жайших звезд стало заметным на глаз.

2.Вращение Галактики.Когда были измерены скорости движения большого числа звезд — как близ­ких, так и далеких от Солнца,— выяснилась общая картина их дви­жения. Оказалось, чтозвезды га­лактического диска обращаются во­круг ядра Галактики в одну и ту же сторону по орбитам, близким к круговым.Скорость их движения вокруг ядра в окрестности 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, чтополный период обращения Солнца в Галактике составляет примерно 200 млн. лет.

Подставляя известные нам числовые значения V=2.5*105м/с,R=3*1020м 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 плоскости диска под все возможными углами(рис. 5)Такие звезды имеют относительно Солнца очень большие скорости (до 200—300 км/с). Но относительно центра Галактики средние скорости звезд как сферической составляющей, так и диска приблизительно одинаковы.

Как мы видим, движение звезд в Галактике напоминает движение тел Солнечной системы. Действитель­но, планеты, как и звезды диска, движутся вокруг центра в одну сторону и примерно в одной плос­кости, а кометы, как и звезды сферической составляющей, движут­ся по вытянутым орбитам в самых различных плоскостях.

III. МЕЖЗВЕЗДНАЯ СРЕДА

1.Межзвездный газ. В состав нашей Галактики входят не только звезды. Наблюдения показали, что межзвездное пространство нельзя считать абсолютно пустым. Основная массамежзвездной средыприходит­ся наразреженный газ.Этот газ обладает способностью слабо светиться, если горячие звезды осве­щают его ультрафиолетовым светом, и излучать потоки радиоволн, которые можно уловить радиотелеско­пами. Межзвездный газ имеет при­мерно такой же химический состав, как и большинство наблюдаемых звезд. Он преимущественно состоит из легких газов (водорода и гелия).

Большая часть межзвездного газа сосредоточена в пределах диска Галактики, где межзвездная среда образует вблизи плоскости симмет­рии дискагазопылевой слойтол­щиной в несколько сотен световых лет. В пределах этого слоя находится и наше Солнце с окружающими его звездами. Газопылевой слой вместе со звездами диска принимает участие во вращении Галактики.

Даже вблизи плоскости звездного диска концентрация частиц газа очень мала. У поверхности Земли, например, в 1 см3содержится 3*1019молекул воздуха, а в меж­звездном газе на два кубических сантиметра приходится в среднем только один атом газа. Но меж­звездный газ занимает такие боль­шие объемы пространства, что его полная масса в Галактике достигает нескольких процентов от суммарной массы всех звезд.

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

Ионизованный газ.Горячие звезды мощным ультрафиолетовым излучением нагревают и ионизуют окружающий межзвездный газ. Нагре­тый газ излучает свет, и поэтому области, заполненные горячим га­зом, наблюдаются как светящиеся облака. Они называютсясветлыми газовыми туманностями.Темпера­тура газа в них составляет около 10000 К.

Самая заметная туманность рас­положена в созвездии Ориона и на­зывается туманностью Орио­на. В сильный бинокль или небольшой телескоп она видна как бесформенное облачко со слабым зеленоватым свечением. Это обла­ко состоит из горячего ионизован­ного газа, масса которого оцени­вается примерно в тысячу масс Солнца.

Атомарный газ.Основная масса межзвездного газа в диске Галак­тики удалена от горячих звезд и поэтому не ионизована и не излу­чает свет. Но такой «невидимый» газ все же можно наблюдать радио­астрономическими методами. Было доказано (вначале теоретически, а затем подтверждено наблюдениями), что атомы водорода, входящие в состав межзвездного газа, излу­чают радиоволны с длиной волны 0,21 м (с частотой 1420 МГц).

Радиоизлучение нейтрального межзвездного водорода было обна­ружено в 1951 г. Многочисленные измерения его интенсивности позво­лили установить общую массу газа в Галактике.

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

Молекулярный газ.Радионаблю­дения обнаружили в межзвездном пространстве в тысячи раз более плотные облака, состоящие из очень холодного газа, температура кото­рого не превышает 20—30 К. Из-за низкой температуры и повышенной плотности водород и другие эле­менты в этих облаках объединены в молекулы. Поэтому их называютмолекулярными.В основном они состоят из молекул h3. Молекулы водорода, в отличие от, атомов, не испускают радиоизлучения. Зато многие другие молекулы, входящие в состав облаков, излучают радио­волны на определенных частотах. По радиоизлучению в молекуляр­ных облаках было найдено несколь­ко десятков молекулярных соедине­ний, например СО, СО2, h3O, NН3. Имеются и более сложные молеку­лы — формальдегида, этилового и метилового спирта и др. Молекулы могут возникать и существовать только в наиболее плотных газовых облаках. В разреженной межзвезд­ной среде под действием ультра­фиолетового излучения звезд они 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 и сверхновые, 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 в межзвездное про­странство. Такие расширяющиеся оболочки известны у сотен звезд. Они называютсяпланетарными ту­манностями(рис. 6). В центре планетарной туманности всегда наб­людается звезда. Причина свечения этих объектов та же, что и у светлых газовых 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 абсолютно прозрач­но; свет в нем может поглощаться и рассеиваться, вследствие чего да­лекие звезды выглядят слабее, чем можно ожидать. Газ практически не поглощает видимого излучения. По­этому, помимо газа, межзвездная среда должна содержать пыль.

Окончательно существование пог­лощения света в межзвездной среде было доказано в 30-х годах нашего века. В случае сравнительно близких звезд поглощение почти незаметно:

чтобы световой поток был ослаблен межзвездной средой всего лишь на один процент, свету требуется пройти расстояние в несколько десятков световых лет. Но если расстояние до звезд измеряется тысячами све­товых лет, то межзвездная среда ослабляет приходящий от них свет и несколько раз.

Межзвездная среда не только ослабляет свет далеких звезд, но еще и вызывает изменение их цвета.Звез­ды, свет которых испытал сильное ослабление, кажутся нам более красными.Это происходит потому, что лучи красного света меньше поглощаются и рассеиваются меж­звездными пылинками, чем синие. Измеряя ослабление света звезд на различных длинах волн, можно су­дить о свойствах 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 долю приходится около 1% от массы газа. Поэтому концентрация пыли всегда выше, а прозрачность среды ниже там, где много газа. Это хорошо видно на примере молекулярных облаков — самых плот­ных газовых облаков в межзвезд­ной среде. Из-за присутствующей в них пыли они практически не­прозрачны и выглядят на небе как темные области, почти лишенные звезд. Редкие звездочки, просве­чивающие сквозь их менее плотные части, кажутся сильно покраснев­шими. Газопылевые образования, ко­торые из-за низкой прозрачности выглядят как темные области, на­зываютсятемными туманностями

(рис. 7).

В ясную ночь, наблюдая Млеч­ный Путь даже невооруженным гла­зом, можно заметить, что он имеет неровные очертания, а в созвездии Лебедя даже разделяется на два параллельно идущих рукава. Это наглядный результат проекции на Млечный Путь темных туманностей, большинство которых находится вблизи плоскости Галактики.

Происхождение пыли не вполне еще ясно. Теоретические расчеты и наблюдения показали, что пылин­ки могут конденсироваться в атмосферах холодных звезд, откуда давление излучения должно выталкивать их в межзвездное пространство.

3. Космические лучи и межзвездное магнитное поле.Помимо разряженного газа и пыли, в межзвездном пространстве с огромной скоростью, близкой к скорости света (300 000 км/с), движется большое число элементарных частиц и ядер различных атомов. Эти частицы летят по всей нашей Галактике в самых различных направлениях. Они называютсякосмическими лучами.

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

Не все космические частицы при­ходят к нам из межзвездных глу­бин. Многие имеют солнечное проис­хождение. Они рождаются главным образом при солнечных вспышках. Однако самые быстрые части­цы, летящие с околосветовой ско­ростью и обладающие огромной энер­гией, приходят в Солнечную систему из далеких просторов Галактики.

Основными источниками косми­ческих лучей в Галактике считаются остатки сверхновых звезд и пуль­сары — быстро вращающиеся и сильно намагниченные нейтронные звезды.

Мы уже знаем, что остатки сверх новых звезд являются мощными источниками синхротронного радио излучения, которое возникает при движении быстрых электронов в магнитном поле. Но наблюдения показали, что синхротронное радиоизлучение приходит к нам и из тех областей межзвездного простран­ства, где остатков сверхновых звезд нет. Следовательно, и между звездами существует магнитное поле, заставляющее быстрые электроны космических лучей излучать радио­волны.

Исследования показали, что маг­нитная индукция межзвездного маг­нитного поля невелика: в среднем она в сто тысяч раз меньше, чем у поверхности Земли. Это поле охватывает и межзвездный газ, поэтому межзвездная среда слабо намагни­чена.

IV. ОБРАЗОВАНИЕ ЗВЕЗД. ПРОБЛЕМА ВОЗНИКНОВЕНИЯ ЖИЗНИ

1. Образование звезд.Наиболее массивные звезды живут сравнительно недол­го — несколько миллионов лет. Если такие звезды наблюдаются, значит, образование звезд не завершилось миллиарды лет назад, а происходит и в настоящую эпоху.

Звезды, масса которых много­кратно превышает массу Солнца, большую часть жизни обладают ог­ромными размерами, высокой свети­мостью и температурой. Из-за высо­кой температуры они имеют голу­боватый цвет, и поэтому их назы­ваютголубыми сверхгигантами.Мы уже знаем, что такие звезды, нагре­вая окружающий межзвездный газ, приводят к образованию газовых туманностей. За свою сравнительно короткую жизнь массивные звезды не успевают очень далеко уйти от тех мест, где они родились. Поэтому светлые газовые туманности и голу­бые сверхгиганты указывают нам на положение тех областей в Галак­тике, где недавно происходило или происходит и сейчас образование звезд.

Оказалось, что молодые звезды не распределены в пространстве слу­чайным образом. Существуют об­ширные области, где они совсем не наблюдаются, и районы, где их сравнительно много. Больше всего голубых сверхгигантов наблюдается в области Млечного Пути, т. е. вблизи плоскости Галактики, там, где концентрируется газопылевая межзвездная среда.

Но и вблизи плоскости Галак­тики молодые звезды распределены неравномерно. Они почти никогда не встречаются поодиночке. Чаще всего эти звезды образуют рассеянные скопления и более разреженные звездные группировки больших раз­меров, названныезвездными ассо­циациями,которые насчитывают де­сятки, а иногда и сотни голубых сверхгигантов. Самые молодые из звездных скоплений и ассоциаций имеют возраст менее 10 млн. лет. Почти во всех случаях эти молодые образования наблюдаются в обла­стях повышенной плотности меж­звездного газа. Это указывает на то, что процесс звездообразования свя­зан с межзвездным газом.

Примером области звездообразо­вания является гигантский газовый комплекс в созвездии Ориона. Он занимает на небе практически всю площадь этого созвездия и включает в себя большую массу нейтрального и молекулярного газа, пыли и целый ряд светлых газовых туманностей. Образование звезд в нем продол­жается и в настоящее время.

Согласно наиболее разработан­ной гипотезе, звезды возникают из облаков холодного межзвездного газа. Однако завершенной и обще­принятой теории образования звезд пока еще не создано. Ученые усилен­но работают над этой проблемой. Познакомимся с основными принци­пами, на которых базируются пред­ставления о формировании звезд из газопылевой среды.

Конденсация газа в звезды в определенном смысле напоминает другой физический процесс: кон­денсацию водяного пара в капельки воды при его охлаждении. И в том и в другом случае происходит мно­гократное увеличение плотности ве­щества. Но если конденсация пара совершается в результате взаимо­действия молекул, то межзвездный газ сжимается прежде всего благо­даря действию гравитации. Поэтому конденсация газа в звезды назы­ваетсягравитационной конденса­цией.

Сила гравитационного притяже­ния между отдельными частицами всегда стремится сжать газ. Сжатию обычно препятствует сила внутрен­него давления газа, связанного с хаотическими движениями его час­тиц — атомов или молекул. Чем меньше температура газа, тем мень­ше его давление и тем большую роль может играть притяжение от­дельных частиц друг к другу. В обычных облаках межзвездного газа силы гравитации очень малы по сравнению с силами внутреннего давления. Но в холодных плотных молекулярных облаках гравитация оказывается сильнее, и образующие­ся отдельные сгустки газовой среды должны сжиматься, увеличивая свою плотность. Конечным результатом такого сжатия может явиться обра­зование звезд. Сжатие газа пол­ностью прекратится, когда в центре сжимающегося газового шара тем­пература и давление станут настоль­ко высокими, что начнутся термо­ядерные реакции. В результате об­разуется звезда.

Первое время свет молодой звез­ды может очень сильно поглощать­ся плотной окружающей газопыле­вой средой, и тогда звезда и нагре­тая ею пыль будут наблюдаться какинфракрасный источник,потому что для инфракрасных лучей среда зна­чительно прозрачнее. Такие источ­ники были обнаружены в областях звездообразования. По-видимому, некоторые из них являются недавно сформировавшимися звездами.

Формирование звезд из газа — процесс очень медленный, он требует многих миллионов лет.

Солнце, как мы знаем, является типичной звездой. Поэтому и при образовании других звезд могут возникать планетные системы.

Планеты и малые тела Солнеч­ной системы возникли в газопыле­вомпротопланетном диске,окру­жавшем молодое Солнце. Вместе с другими планетами воз­никла и Земля. Первоначально ее атмосфера и физические условия на поверхности были совсем не таки­ми, как сейчас. Температура была значительно выше, а атмосфера со­держала очень много углекислого газа. Никакой жизни на Земле в то время не могло существовать. И лишь спустя несколько миллиар­дов лет после своего формирования Земля стала похожа на современную планету.

2. Проблема жизни во Все­ленной.Физические условия на древней Земле оказались такими, что оказалось возможным возник­новение сложных белковых молекул, а затем и простейших самовоспро­изводящихся организмов — живых клеток. На Земле зародилась жизнь, которая за несколько миллиардов лет эволюции и усложнения организмов привела к появлению животного ми­ра и человека.

До сих пор остается неизвест­ным, как часто подобные события могут происходить во Вселенной. В Солнечной системе признаки жизни не были найдены ни на одном из тел помимо Земли.

Но с астрономической точки зрения ни Земля как планета, ни Солнце, которое ее обогревает, не представляют ничего исключитель­ного. Следовательно,жизнь может существовать не только на Земле.По-видимому, очаги жизни следует искать на планетных системах других звезд, но из-за большого рас­стояния мы пока не можем непосредственно наблюдать планеты да­же у ближайших звезд.

Проблема возникновения жизни и ее распространенности во Все­ленной остается одной из наиболее сложных и важных проблем, ре­шаемых астрономией в комплексе с другими естественными науками.

Особенно интересным было бы обнаружить присутствие разумной жизни во Вселенной, следы высо­коразвитых внеземных цивилизаций. Неоднократно предпринимались и предпринимаются попытки уловить радио- или иные сигналы разумного происхождения из космоса. Есть на­дежда, что они завершатся успехом.

superbotanik.net

Смотрите также

• 
  Реферат о загадках
• 
  Детская литература реферат
• 
  Социальные группы реферат
• 
  Реферат по есенину
• 
  Реферат жизнь пушкина
• 
  Социальная сфера реферат
• 
  Современная экономика реферат
• 
  Реферат экология человека
• 
  Реферат животный мир
• 
  Реферат профессии будущего
• 
  Профессии будущего реферат