Строение и динамика галактики

Содержание

 

 

Введение

Астрономия, как и физика, химия, биология и др., давно стала меганаукой. Если попытаться выяснить у астрономов различных специальностей главную цель астрономической науки, то, скорее всего, будут получены довольно разнообразные ответы. И все-таки их можно суммировать: исследование происхождения и эволюции Вселенной составляет стратегическую задачу науки о космосе. Также будет справедливо отметить, что главной частью этой задачи является изучение свойств и истории развития Солнца, Солнечной системы и нашей галактики. Эти исследования теснейшим образом связаны с наиболее важными для человечества вопросами происхождения и развития жизни.

Вопросы строения и эволюции галактик занимают центральное место в астрономии уже хотя бы потому, что в наблюдаемой части Вселенной насчитывается примерно столько же галактик, сколько звезд в типичной крупной галактике.

Цель контрольной работы –  изучить строение, динамику и эволюцию  Галактики.

Задачами работы являются:

– рассмотреть понятие Галактики, ее форму и строение;

– рассмотреть пространственное распределение и эволюция галактик.

 

 

 

 

 

1. Галактика, ее форма и строение

Наша галактическая система  — рядовая звездная система. На небе в ясную безлунную ночь хорошо видна яркая белесоватая полоса — Млечный Путь. Он простирается (при вечерних наблюдениях) через созвездия Скорпиона, Стрельца, Орла и дальше вверх к созвездиям Лебедя, Цефея и Кассиопеи. При утренних наблюдениях можно проследить его другую ветвь: по созвездиям Персея, Возничего, Тельца, Близнецов, Ориона и Большого Пса. В южном полушарии он проходит через созвездия Паруса, Киля, Южного Креста и Центавра. Таким образом, Млечный Путь образует на небе полный круг. Греки назвали Млечный Путь галактическим (молочным) кругом. Его светлое сияние происходит в основном из-за свечения бесчисленного количества слабых звезд.

Представление о том, что Млечный  Путь состоит из огромного числа  звезд, восходит еще к Демокриту. Его догадку подтвердил Галилей  с помощью своего телескопа. У. Гершель  обратил внимание на то, что в  направлении созвездия Геркулеса звезды как бы раздвигаются, а на противоположной стороне — сближаются. Такое впечатление получается при движении по дороге, по обеим сторонам которой высажены деревья, поэтому Солнце движется по отношению к ближайшим звездам и расстояния до них неодинаковы.

Основателем звездной астрономии считается  У. Гершель. Из наблюдений он заключил, что протяженность Галактики  порядка 5800 св. лет, а ее толщина — 1100 св. лет. Он не знал о существовании  межзвездного газа, поглощающего излучение  звезд, поэтому его размеры Галактики приуменьшены в 15 раз. В XX в. были определены форма и масштабы этой гигантской звездной системы и установлено место, которое занимает в ней наше Солнце. Солнечная система находится между спиральными рукавами, один из которых виден в направлении на центр Галактики в созвездии Стрельца, а другой — в противоположном направлении, в созвездии Персея. Именно в направлении на созвездие Стрельца Млечный Путь выглядит наиболее ярко.

Галактика — это гигантская звездная система, состоящая почти из 200 млрд звезд, и Солнце — одна из них. Вообще галактики — огромные вращающиеся звездные системы. Они различаются и по внешнему виду, и по характеристикам. Помимо звезд в галактики входит межзвездное вещество: газ, пыль, частицы космических лучей. Некоторые галактики похожи на нашу Галактику по ряду свойств и по внешнему виду. По их фотографиям можно заключить, что это достаточно тонкий диск с утолщением в центре. В этом месте Галактика простирается на область с радиусом 25 кпк и толщиной около 2 кпк, на расстоянии в 10 кпк от центра находится Солнечная система (рис.1).

Рис. 1. Схема положения Солнечной  систему в Галактике (отмечено крестиком):

а – вид  сверху,  б – вид сбоку.

Она движется вокруг центра Галактики  почти по окружности со скоростью 250 км/с. Орбита Солнца лежит в плоскости Галактики, и один оборот длится 250 млн лет. Масса центральной части Галактики порядка 3 • 10⁴¹ кг. Предполагают, что большая масса рассредоточена на периферии Галактики в области радиусом около 100 кпк. Многие звезды образуют группы — скопления. Эволюционные процессы связаны с такими характеристиками звезд, как возраст, химический со став, характеристики движений и пространственное расположение.

Возраст звезд меняется в большом  диапазоне значений: от 15 млрд лет (возраст Вселенной) до сотен тысяч лет — самых молодых. Есть звезды, образующиеся на наших глазах. Все звезды, по терминологии Бааде (1944), принято называть звездным населением (рис. 2).

Рис. 2. Подсистемы Галактики:

1 — гало; 2 — промежуточная подсистема; 3 — диск; 4 — старая плоская подсистема; 5 — молодая плоская подсистема.

 

В плоскости Галактики расположены  звезды молодые и среднего возраста — население I, или диска (звезды Главной последовательности спектральных классов О и В — самые молодые и горячие, G, К, М— карлики). Это — рассеянные звездные скопления, горячие звезды — гиганты и сверхгиганты, Сверхновые звезды, долгопериодические цефеиды, молекулярные облака, светлые и темные туманности. Возраст их порядка 10⁷— 10⁸ лет, они недавно образовались из межзвездного газа, потому находятся вблизи него в плоскости. Межзвездного газа по массе немного — около 5 % общей массы, и он сконцентрирован в спиральных рукавах. Наше Солнце находится посередине между двумя спиральными рукавами. Самые старые — население II, или гало (шаровые скопления, содержащие до миллиона звезд; рассеянные скопления, содержащие лишь 100 — 1000 звезд; субкарлики и переменные типа RR Лиры); к старым относят красные карлики, красные гиганты и цефеиды. Их возраст порядка 10¹⁰ лет. Старые объекты находятся ближе к центру Галактики. Промежуточную группу по возрасту занимают звезды, заполняющие диск Галактики толщиной около 1 кпк. Это новые звезды, планетарные туманности, яркие красные гиганты, расположенные в ядре Галактики.

Сравнительно молодые звезды верхней части последовательности входят обычно в состав рассеянных скоплений, непосредственно наблюдают около 1000 из них, и все они относятся к диску. Кроме рассеянных, в Галактике более 100 шаровых скоплений, представляющих собой достаточно компактные образования из 10⁵—10⁶ звезд. Они названы так потому, что в центре скопления блеск звезд сливается в яркий фон. Ближайшее шаровое скопление можно видеть в созвездии Центавра даже невооруженным глазом в виде размытого пятна. Шаровые скопления очень устойчивы, образуют сферическую подсистему. В них много бело-голубых звезд и мало красных гигантов; многие из них являются источниками мощного рентгеновского излучения. Это объясняют аккрецией межзвездного газа на черные дыры, находящиеся в центре шаровых скоплений.

Межзвездный газ относят к населению диска, так как он ближе всего к молодым звездам по химическому составу, расположению и характеру движения. В спектрах были открыты линии межзвездного натрия, калия, железа, титана и водорода (по косвенным данным, например, потому что водород образует вместе с атомом углерода молекулу СН). Измерения взаимных положений компонент в спектрах позволили составить схемы обращения облаков вокруг центра Галактики. Советские астрономы Г. А. Шайн и В.Ф. Газе, фотографируя небо сквозь светофильтры, выделяющие отдельные линии водородной серии Бальмера, открыли более 200 туманностей, не видимых на обычных фотографиях (1951). Сейчас установлено, что средняя плотность водорода в межзвездной среде порядка 0,1 частицы в 1 см³, а в плотных облаках — до нескольких тысяч. Соотношение водорода и гелия в межзвездной среде оценивается как 9:1. В спиральных рукавах плотность водорода примерно на порядок выше, чем между рукавами.

Межзвездная среда ослабляет свет звезд примерно на 0,6 зв. вел. на 1 пк, как доказал в 1847 г. русский астроном В.Я.Струве, а советский ученый П. П. Паренаго вывел формулу учета этого ослабления. Межзвездная среда похожа на пыль, концентрация которой в 100 раз меньше газовой. Частицы пыли похожи на ледяные загрязненные кристаллики, температура которых 17 К. Газопылевые облака поглощают свет далеких звезд, их поглощательная способность пропорциональна . Например, ядро Галактики удается наблюдать только в инфракрасном и радиодиапазонах. В центре Галактики обнаружен мощный источник радиоизлучения Стрелец А. В нем предполагают наличие массивной черной дыры, окруженной газовым диском диаметром около 1 млрд км. Из ядра, линейные размеры которого около 4000 св. лет, с огромными скоростями (до 600 км/с) выбрасываются сгустки вещества, масса которых за год оценивается в 1 массу Солнца. В основном облака концентрируются вблизи галактической плоскости.

Ядро Галактики  изучено плохо, так как центральная область почти недоступна для наблюдений из-за сильного поглощения в межзвездной среде. Наблюдения в разных областях спектра позволили установить, что размер ядра составляет около нескольких килопарсек (кпк). Плотность звезд достигает 10⁷ звезд/пк³, тогда как вблизи Солнца — одна звезда на 10 пк³. В центре Галактики находится источник нетеплового излучения (Стрелец А), вероятно, очень быстрые электроны, которые возникают при вспышках сверхновых звезд или пульсаров, ускоряются в магнитных полях. Мощное излучение от ядра существует в радиодиапазоне и в инфракрасной области. Есть предположения, что это массивное быстровращающееся плазменное тело «магнетоид», или черная дыра.

Движения старых и молодых звезд  в Галактике имеют различия: у  старых — большие эксцентриситеты  орбит, а молодые движутся почти  по окружностям. Получаются две подсистемы: молодые звезды быстро вращаются внутри почти неподвижной системы более старых звезд.

Галактический год  — период вращения Солнца вокруг центра Галактики. Направляя радиотелескоп в разные участки Млечного Пути, ученые изучили распределение водорода в пространстве облаков, линия водорода на = 21 см оказалась расщепленной. Так установили спиральные рукава, вдоль которых образуются молодые звезды.

Лучевые скорости звезд  определяют по доплеровскому смещению спектральных линий. Сравнение фотографий звезд, сделанных через достаточно большие интервалы времени, дает наличие двух составляющих — лучевой (направленной к наблюдателю) и тангенциальной, которые представляют пространственную скорость. Если лучевую составляющую определяют по эффекту Доплера, то для определения тангенциальной составляющей нужно знать и расстояние до звезды. Звезды гало и диска Галактики различны и по своим пространственным скоростям: у звезд гало скорости в 4 —5 раз больше.

Различное содержание тяжелых элементов  звезд гало и диска позволили выстроить последовательность жизни звезд. Предполагают, что Галактика как система звезд образовалась примерно 13 млрд лет назад. На «догалактической» стадии вещество Вселенной не содержало никаких элементов, кроме водорода (3/4) и гелия (1/4). Гравитационные силы сжимали облако, и возникли первые неоднородности, среди которых выделились области с большой плотностью. В них начался процесс звездообразования, возникли и первые скопления звезд. Появились шаровые и рассеянные скопления, в них сформировалось некоторое количество звезд классов О и В. Они «сгорели» за 1 млрд лет, закончив свою эволюцию вспышкой Сверхновой звезды.

Более тяжелыми элементами обогатили  межзвездную среду оболочки взрывающихся звезд. Первые поколения звезд содержат элементы более тяжелые, условно их называют металлами, и «металличность» звезды часто характеризуют величиной:

где — число атомов железа и водорода соответственно

Появление тяжелых элементов говорит  о том, что, прежде чем попасть  в эти звезды, первичное вещество подверглось каким-то ядерным превращениям и обогатилось тяжелыми элементами. Большинство звезд имеют малую массу, которой недостаточно для выработки тяжелых металлов путем термоядерных реакций. Такие звезды, как наше Солнце, способны только превращать водород в гелий, поэтому их химический состав не меняется и соответствует тем химическим элементам, из которых они образовывались. Тот факт, что молодые звезды гораздо богаче металлами, чем старые (у Солнца металлы составляют 2 — 3 % массы) и что межзвездная среда имеет близкий процент содержания металлов, говорит о том, что звезды генетически связаны с межзвездным газом.

2. Пространственное распределение и эволюция галактик

Галактики очень редко бывают одиночными. Обычно они встречаются небольшими группами по несколько членов или входят в состав обширных скоплений из сотен и тысяч галактик. Наша Галактика входит в состав так называемой Местной группы, включающей в себя три спиральные галактики (наша Галактика, туманность Андромеды и галактика в созвездии Треугольника), а также несколько десятков карликовых эллиптических и неправильных галактик, крупнейшими из которых являются Магеллановы Облака. Размеры скоплений галактик в среднем составляют несколько мегапарсеков. Относительные скорости движения галактик в них часто превышают 1000 км/с. Чтобы при таких скоростях галактик скопления не распадались, а существовали миллиарды лет, основная масса в них должна приходиться не на галактики, а на не светящуюся («темную») массу. Как и в случае «темной массы» в галактиках, ее природа пока не выяснена. Скопления галактик делятся на иррегулярные и регулярные.

Иррегулярные скопления не обладают правильной формой, в них нет центральной области, которая бы сильно выделялась по плотности. В этих скоплениях преобладают спиральные галактики. Примером большого иррегулярного скопления может служить скопление в созвездии Девы (Virgo), расположение галактик в котором показано на рис. 3.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Рис. 3. Скопление галактик в созвездии Девы (а) и скопление галактик в созвездии Волос Вероники (б).

Его размер составляет не менее 12°. Оно насчитывает несколько тысяч галактик. Расстояние до центра скопления — около 15 Мпк.

Регулярные скопления галактик более компактны и симметричны. Плотность галактик заметно возрастает к центру. Эти скопления состоят в основном из эллиптических и линзовидных галактик. Примером такого скопления является скопление галактик в созвездии Волос Вероники (Coma) (рис. 3 б). Расстояние до скопления около 100 Мпк.