Meie galaktika koosneb peamiselt tähtedest, tähtedevahelisest gaasist ja kosmilistest kiirtest. Kõik see on omavahel seotud väljade ja magnetväljadega. See sisaldab ka raadiolaineid, valgust, röntgeni- ja gammakiirgust – elektromagnetkiirgust, mis mängib iga üksiku tähe elus olulist rolli, kuid on süsteemi kui terviku jaoks ebaoluline. 90–95 protsenti Galaktikas olevast ainest koguneb tähtedesse ja ülejäänu on peamiselt gaas.
Tähtede populatsioon (see termin on astronoomias ametlikult aktsepteeritud) jaguneb kahte tüüpi. Noored tähed (ja neid on märkimisväärne enamus), mis moodustavad 1. tüüpi populatsiooni, on peaaegu kõik koondunud galaktika kesktasandisse tohutuks õhukeseks kettaks. Selle ketta läbimõõt on umbes sada tuhat valgusaastat ehk umbes miljard miljardit kilomeetrit ja paksus vaid kaks kuni kolm tuhat valgusaastat. II tüüpi populatsioon moodustab teatud sfääri. Ja mida lähemale Galaktika keskpunktile, seda rohkem on selliseid tähti. Selle populatsiooni tähed on vanemad.
Galaxy sarnaneb kujuliselt pigem ketassae kui viskamiseks mõeldud spordikettaga. Sina ja mina elame keskusest 30 000 valgusaasta kaugusel, kuskil ketta äärealadel, kuid selle kesktasandi lähedal.
Seega näeb Galaxy profiilis välja nagu lame ketas, mille keskel on sfääriline paksenemine. Kogu näo vaade on keerulisem.
Galaktika gaasiudud on kogutud helendavate ribadena (varrukad), mis on keerdunud spiraalidesse. asub Solnechny nime saanud käe serva lähedal (muidu nimetatakse seda Swan-Keli käeks). 9000 valgusaasta kaugusel Päikesest Galaktika servade poole saab tuvastada Perseuse käe tunnused. Ja 4000 valgusaastat keskusele lähemal on näha Amburi arm.
Pole näha, mis on keskusele veelgi lähemal ja mis asub selle taga, kuna segavad kosmilise tolmu “mustad kotid”.
Tõsi, raadioastronoomia arenguga said mõned asjad selgemaks. Raadiolainete jaoks osutus kosmiline tolm üsna läbipaistvaks. Neutraalne vesinik kiirgab intensiivselt detsimeetrilisi raadiolaineid. Selle kiirguse põhjal tehti kindlaks, et harudevahelises ruumis on üks vesinikuaatom 5 kuupsentimeetri kohta ja harudes on gaasi keskmine tihedus viis korda suurem.
Raadiovaatlused on astronoome veennud, et meie suur tähemaja koosneb 10-14 spiraalkorrusest. Nüüd teame, kuidas see plaanis ja jaotises välja näeb. Ainult üks asi on ebaselge... miks see tükk aega tagasi laiali ei lagunenud.
Spiraalid peaksid määrima
Galaktika on väga keerulise kujuga ja pöörleb ümber oma massikeskme. Galaktilised spiraalsed käed on kõverad. Ja mitte juhuslikult, vaid logaritmilise spiraali range matemaatilise valemi järgi. Ka paljude teiste spiraalgalaktikate harud on kõverad – ilmselgelt on see kuju stabiilne. Igal juhul eksisteerib see nii kaua kui meie päikesesüsteem (st umbes 5-6 miljardit aastat). Siiski on väga tõenäoline, et Galaktika spiraalid eksisteerisid juba enne meie Päikese teket. Siit aga algab arusaamatu.
On mõistlik eeldada, et iga täht, iga gaasimolekul või tolmukübe pöörleb Galaktika raskuskeskme ümber teistest täiesti sõltumatult. Ja samade seaduste järgi, mille järgi liiguvad tehissatelliidid ümber Maa. Kuid siis peaksid need galaktilise aine massid, mis asuvad galaktika keskpunktile lähemal, tegema täispöörde palju kiiremini kui need, mis asuvad kaugemal. Selgub, et enne, kui meie Päike jõudis ühe pöörde lõpule viia (selleks oleks vaja olnud “ainult” 200 miljonit aastat), oleksid sellest mööda saanud vaid Galaktika “elanikud”, kes on keskmele lähemal, ja tähed. keskusest kaugel, tolmu kogunemine jms jääks maha. See tähendab, et Galaxy käed määritakse pidevaks kettaks või purunevad kontsentrilisteks rõngasteks, nagu . Kuni viimase ajani ei saanud ükski astronoom aru, miks seda ei juhtu.
Galaktiliste relvade stabiilsus tundus salapärane ja üllatav. Veelgi hullem on olukord Galaxy keskmes, kus gaasi tihedus on tunduvalt suurem kui kätel. See gaas ilmselt "voolab" varrukatesse. Ainuüksi keskmele lähim spiraalharu peaks galaktika keskmest ära kandma Päikese massiga võrdse koguse gaasi aastas. Kuulsa Hollandi astronoomi Oorti sõnul oleks ainuüksi see haru pidanud kõigest kolmekümne miljoni aastaga "välja pumbama" kogu gaasi kuni 9 tuhande valgusaasta raadiusega kettalt. Liiga kiire!
Tuuma pikka olemasolu võib seletada uute gaasikoguste sissevooluga kuskilt sinna. Kuid keegi pole seda veel avastanud.
Astronoomid sattusid kummalisse olukorda: pärast pikka tööd õnnestus neil välja mõelda meie galaktika koostis ja struktuur ning siis nad nägid, et sellist struktuuri ei paista kaua säilinud.
Esimest korda tegi mõistliku katse selgitada Galaktika kuju püsivust professor G. Richter Saksamaalt.
Galaktika on lööklaine "kujutatud".
Richteri esimene samm: ta uuris hoolikalt neutraalse vesiniku jaotust Galaktikas. Ja ta märkas uut ootamatut tõsiasja: gaasi tihedus kätes on ebaühtlane. Mõnes piirkonnas tuvastas raadioteleskoop kiirguse maksimumid, millele järgnesid miinimumid. Ilmselgelt vastab see tähtedevahelise gaasi kondenseerumisele ja haruldustele.
Kondensatsioonid ja haruldased! Aga kuidas ja miks need ilmusid? Füüsika lasteraamatus on pilt: kelluke, selle kõrval on kõrv, nende vahel, mõnikord tihedamalt, mõnikord harvemini, on kriipsud. See illustreerib helilaine olemust. Kella võnkumine surub kokku külgneva õhukihi, mis elastselt paisudes surub kokku külgneva kihi jne. Seega läbib õhku laine, mis koosneb kokkusurumisest ja harvenemisest.
Kui tähtedevahelises gaasis jookseks mingisugune laine, võib tekkida kondenseerumine ja haruldased galaktika harudes. Enne Richterit polnud keegi mõelnud galaktikate spiraalide laineloomusele. Vahepeal...
Ükskõik kui haruldane on tähtedevaheline gaas, ükskõik kui suured on selle aatomite vahelised kaugused, ükskõik kui harvad nendevahelised kokkupõrked on, jääb see ikkagi gaasiks, mille suhtes kehtivad tavalised gaasiseadused. Ja selles tähtedevahelises gaasis levivad helilained kiirusega umbes kilomeeter sekundis – ainult kolm korda kiiremini kui õhus, mis on triljoneid kordi tihedam. Kuid Richter ei avastanud tähtedevahelises gaasis helilaineid.
Heli vibratsiooni ajal osakesed nihkuvad, jäädes oma kohale "seotuks". Ülehelikiirusel liikuvate lööklaine või lööklaine korral juhtub midagi muud. See on ka kondenseerumise ja haruldase vaheldumine. Kuid lööklaines liigub kokkusurutud gaasimass – ja seda tohutu kiirusega.
Lööklaine hetktõmmis meenutaks pilti õhust läbi lõikavast mürsust. Ja oma tegevuses meenutab lööklaine mürsku: selle esiosas surutakse kokku painduv gaas, mille olemasolu me tavaliselt isegi ei märka, muutub justkui tahkeks ja iga takistus ei suuda sellele vastu seista. Nii ülehelikiirusega lennuk kui ka dünamiidi plahvatus põhjustavad õhus lööklaineid. Lööklained tekivad ka tähtedevahelises gaasis.
Professor Richteri hüpotees
Selgitagem meie tähemaja stabiilsuse saladust konkreetse näitega. Galaktika keskpunktist 10 tuhande valgusaasta kaugusel, peaaegu poolel teel selle keskmest Päikese poole, asub spiraalõlg, mis eemaldub keskpunktist ebanormaalselt kiiresti – kiirusega 53 kilomeetrit sekundis. Teisel pool keskust leiti oks, mis jooksis veelgi kiiremini minema. Ülejäänud oksad liiguvad samuti keskusest eemale, kuid palju aeglasemalt.
Pöörakem tähelepanu ka teisele asjaolule: mõlemad põgenevad käed koos kogu galaktikaga pöörlevad ümber keskpunkti, kuid palju aeglasemalt, kui on vaja galaktika terviklikkuse säilitamiseks. Stabiilsetes mittelagunevates süsteemides peab nende pöörlemisel tsentrifugaalinertsjõud olema tasakaalus gravitatsioonijõuga – jõuga, millega kehad tõmbavad massikeskmesse. Kuid mida suurem on pöörlemiskiirus, seda suurem on tsentrifugaaljõud. Kui pöörlemiskiirus on vajalikust väiksem, langeb keha keskpunkti poole, kui on rohkem, siis eemaldub sellest. Kaugemate okste pöörlemiskiirus on märgatavalt väiksem kui tsentrifugaaljõu ja külgetõmbe vahelise tasakaalu saavutamiseks vajalik. Kuid oksad mitte ainult ei lange galaktika keskme poole, vaid, vastupidi, lendavad minema. Miks?
Galaxy keskus
Richter avastas põhjuse galaktika salapärasest keskmest. Tähtede kontsentratsioon on seal tuhat korda suurem kui Päikese läheduses. Päris galaktika keskmes on võimas raadiokiirguse allikas Ambur A – midagi palli sarnast, mille läbimõõt on kuni 500 valgusaastat. See on paigutatud kiiresti pöörlevasse gaasikettasse, millel on terav välispiir 2500 valgusaasta kaugusel keskmest. See õhuke gaasiketas pöörleb palju nii, nagu pöörleks tahke keha, mitte ebamäärane gaasipilv.
Esmapilgul on see kummaline. Kuidas saab gaas muutuda tahkeks? Seletus on järgmine: ketta servade (need on teravalt välja joonistatud) lineaarne pöörlemiskiirus on umbes 260 kilomeetrit sekundis ja sellise kiirusega liigub gaasimass justkui tahketes seintes. (Kõrgest tornist vette hüpates näete, kui kõvaks muutub painduv pehme keskkond, kui selles liiga kiiresti liikuda.)
Nüüd, meenutades ülalpool öeldut lööklainete olemasolu võimalikkusest galaktilises gaasis, saame kergesti aru Richteri idee olemusest.
Laske tekkida väike ebahomogeensus ketta välises gaasi "seinas" või selles endas. Olles rikkunud pöörlemise tasakaalu, areneb see kiiresti ja lõpuks pääseb osa ainest tohutu kiirusega ümbritsevasse ruumi. Väljapääsenud tromb annab väliskeskkonnale kolossaalse löögi. Ja tähtedevahelises gaasis ergastub võimas lööklaine. See levib galaktika kesksüdamikust perifeeriasse.
Professor Richteri sõnul on lööklaine algkiirus umbes 60 kilomeetrit sekundis. Selle kiirusega liigub see tähtedevahelises gaasis, täpselt "tahke toru" sees (nagu selle sünnitanud ketas pöörleb "tahkete seinte" sees). Kuid keskpunktist eemaldudes lööklaine kiirus tähtedevahelise keskkonna takistuse ja gravitatsioonimõjude tõttu väheneb ning selle tee paindub. Lõpuks laine hajub. Kuid see kõik kestab miljardeid aastaid, sest lainete trajektoorid, nende gaasis levimise teed on väga stabiilsed.
Samuti saab selgeks, miks galaktiline keskketas pole veel ammendatud. Lööklaine korral järgneb kondenseerumisele harvendamine ja osa ainest naaseb oma algsele kohale.
Seega pole Galaktika spiraalharud Richteri sõnul midagi muud kui lööklained, mis selle keskmes aeg-ajalt tekivad. Kosmiliste lööklainete läbimõõt on tohutu – mõõdetuna miljonites ruutvalgusaastates. Tuginedes käte kondenseerumiste ja harulduste asukohale, hindas Richter kahe järjestikuse lööklaine vaheliseks intervalliks 300–400 miljonit aastat. Viimane lööklaine tekkis umbes 60 miljonit aastat tagasi.
Nagu näete, on meie tähemaja saamas uut ilmet – lõdva, ebamäärase moodustise asemel näib see kiiresti pöörleva tähegaasi tipuna, millesse tungivad hiiglaslikud lained, mis hoiavad seda kinni ja annavad sellele keeruka, peene dünaamilise struktuuri.
Lained, tähed, elu
Tänapäeval ei piirdu teadlased sageli põhjendatud järeldustega, vaid lubavad endale ka poolfantastilisi oletusi. See, kas oletused saavad kinnitust või mitte, ei mõjuta põhihüpoteesi olemust, kuid julged võrdlused ja analoogiad võivad olla huvitavate mõtete tõukejõuks.
Huvitav on tutvuda professor Richteri mõtetega põhjuste kohta….
Milliseid hüpoteese on välja pakutud nende koletiste kadumise selgitamiseks, misjärel said imetajad 60 miljonit aastat tagasi Maa peremeesteks. Nad püüdsid seda bioloogilist revolutsiooni seletada kosmiliste katastroofide, epideemiate, planeedi pooluste liikumisega seotud külmahoogude ja mõnede seni seletamatute protsessidega Päikesel.
Richter märkis, et viimase lööklaine ilmumine tähtedevahelises gaasis langes kokku dinosauruste surmaga. Ta seostas ka mõningaid muid teravaid pöördeid Maa elu ajaloos kosmiliste lööklainete vaheliste intervallidega. Ja ta jõudis järeldusele, et Päikesesüsteemi "löönud" lööklained võivad oluliselt mõjutada kõiki eluvorme. Tõsi, sellise hüpoteetilise mõjutamise konkreetse mehhanismi kohta ei osanud Richter midagi öelda.
Ja siin on veel üks, samuti poolväljamõeldud hüpotees. See puudutab "suuremahulist" probleemi - tähtede sünni probleemi.
Lööklaine esiosas peaks gaasi tihedus mõneks ajaks sadu ja tuhandeid kordi suurenema. Selle tulemusena, märgib Richter, luuakse tingimused, mis soosivad aine kondenseerumist tihedateks kosmilisteks kehadeks.
Seda, kuidas aine kosmoses hajub, on suhteliselt lihtne ette kujutada: gaas kipub hõivama võimalikult suurema ruumala, selle osakesed hajuvad igas suunas. Lisaks rebib gaasipilv Galaktika keskme suunas tõmbejõu toimel laiali, kui selles olevad sisemised gravitatsioonijõud pole piisavalt tugevad.
Kui aga lööklaine paneb pilve kokku tõmbuma, peaksid selle sees olevad gravitatsioonijõud järsult suurenema. Need jõud suudavad osakesi koos hoida ja pilv muutub võimalikuks, muutes selle täheks.
Muidugi on see vaid hüpotees ja hetkel poolväljamõeldud, kuid tundub astronoomidele väga ahvatlev.
Meie tähemajas on kõik omavahel seotud. Ja kui vundament väriseb, kui Galaktika tuumas sünnib lööklaine, siis ei saa selle kõigi korruste, nii tähe- kui ka elavate korruste elanikkond seda mitte tunda.
1 õppetunni läbiviimise metoodika
"Meie galaktika"
Eesmärk: meie galaktika kontseptsiooni väljatöötamine.
Õppeeesmärgid:
Üldharidus - astronoomiliste mõistete kujundamine:
1) galaktikate kui kosmiliste süsteemide ühe peamise tüübi kohta, võttes arvesse meie galaktika füüsikalist olemust ja põhiomadusi:
- meie Galaktika peamised füüsikalised omadused (mass, suurus, kuju, heledus, vanus, seda moodustavad kosmilised objektid ja nende arv);
- Galaktika struktuur ja peamised galaktikate populatsioonitüübid.
2) tähtedevahelise keskkonna, selle gaasi- ja tolmukomponentide ning kosmiliste kiirte kohta.
3) Galaktika kosmilise keskkonna evolutsiooni ja tähtede evolutsiooni seostest.
Hariduslik:
1) Õpilaste teadusliku maailmapildi kujunemine:
- Galaktika uurimise ja looduse ning selle peamiste füüsikaliste omaduste, ehituse ja koostisega tutvumise käigus;
- tugineb Galaktika olemust käsitleva astronoomilise materjali esitamisel filosoofiliste põhimõtete avalikustamisele maailma materiaalse ühtsuse ja tunnetavuse kohta;
2) Polütehniline haridus ja tööõpetus Galaktika uurimise meetodite ja vahendite (spektraalanalüüs, raadioastronoomia (raadioteleskoobid), IR-astronoomia jm) teadmiste kordamisel ja süvendamisel.
Arendav: info analüüsimise oskuse arendamine, kosmosesüsteemide omaduste selgitamine olulisematest füüsikateooriatest lähtuvalt, üldistatud plaani kasutamine kosmoseobjektide uurimisel ja järelduste tegemine.
Õpilased peavad tea: "galaktika" kui eraldiseisva kosmosesüsteemide tüübi kontseptsiooni põhijooned ning meie galaktika peamised füüsikalised omadused, struktuur ja koostis.
Õpilased peavad suutma: analüüsida ja süstematiseerida õppematerjali, kasutada üldistatud plaani kosmoseobjektide uurimiseks, teha järeldusi.
Visuaalsed abivahendid ja demonstratsioonid:
- fotod, skeem Ja joonised meie galaktikaga sarnased spiraalgalaktikad; Linnutee, avatud ja kerasparved; meie galaktika struktuurid;
- lüümikud slaidifilmide sarjast “Illustreeritud astronoomia: “Tähed ja galaktikad” “Galaktikad, universumi areng”;
- filmilindid Ja filmiribade fragmente: "Universumit puudutavate ideede arendamine"; "Galaktikad"; "Universumi struktuur";
- killud Film"Universum";
- tabelid: "Raadioastronoomia"; "Täheparved, udukogud, galaktika"; "Linnutee"; "Galaktikad";
- visuaalsed abivahendid ja põhivõrguettevõtja: seina- ja liikuvate tähtede kaardid.
Tunniplaan
|
Õppetunni sammud |
Esitlusviisid |
Aeg, min |
|
|
Astronoomiliste teadmiste kordamine ja täiendamine |
Frontaalküsitlus, vestlus |
||
|
Uue materjali esitlus: |
Loeng, vestlus, õpetaja lugu |
20-25 |
|
|
Õpitud materjali koondamine. Probleemi lahendamine |
Töö tahvlis, ülesannete lahendamine vihikus |
10-12 |
|
|
Õppetunni kokkuvõte. Kodutöö |
|||
Kodutöö: õpikute põhjal:
-B.A. Vorontsov-Velyaminova: õp §§ 27, 28; küsimused lõikude jaoks.
-E.P. Levitan: õpe § 28; küsimused lõigu jaoks.
- A.V. Zasova, E.V. Kononovitš: õp §§ 28-30; küsimused lõikude jaoks; nt 28,4, 29,4 (4)
Tunni metoodika:
Õpetaja teatab õpilastele selle tunni eesmärgi ja eesmärgid: meie galaktika uurimine. "Eelteaduslikke" teadmisi meie Galaktika ja teiste galaktikate olemuse kohta uuendatakse ning materjale kosmiliste (tähe)süsteemide kohta korratakse. Õpilastele esitatakse küsimusi:
1. Mis on kosmosesüsteem? Milliseid kosmosesüsteeme te teate? Millised omadused ja omadused neil on?
2. Milliste kriteeriumide järgi klassifitseeritakse teile teadaolevad kosmosesüsteemid?
3. Mis on galaktika? Kas sõnad "Galaktika" ja "Linnutee" on sünonüümid?
4. Mida sa tead meie galaktikast? Mis on selle mõõdud? Vorm? Milliseid kosmoseobjekte see sisaldab?
5. Kas universumis on teisi galaktikaid? Mida sa nendest tead?
Galaktika peamiste füüsiliste omaduste kohta teabe edastamisel on vaja juhtida õpilaste tähelepanu selle uurimise raskustele, kuna me jälgime Galaktikat "seestpoolt". Käsiraamatus soovitatakse kasutada analoogiat, esitades õpilastele küsimuse: kumb on lihtsam ja täpsem oma linna plaani koostada: kas oma maja aknast tehtud vaatluste või aerofotograafia põhjal? Õpilastele on vaja selgitada, kuidas vaadeldakse Maa tähistaevas Galaktika ehituse põhidetaile (galaktiline ketas, tuum). Galaxy ülesehitust saab demonstreerida sobiva tabeli abil (see säästab õpetamisaega), kuid materjali paremaks omastamiseks õpilaste poolt on parem seda samm-sammult koos asjakohaste selgitustega tahvlil taasesitada (ja õpilased joonistavad selle uuesti nende märkmikud). Soovitav on esitada Galaxy kvantitatiivsed omadused nii numbrilises vormis kui ka võrreldes neile teadaolevate objektide suurustega.
Õpilased peaksid mõistma, et Galaxy on gravitatsiooniliselt seotud kosmiline süsteem: gravitatsioonijõud mängivad selle olemasolus otsustavat rolli ning määravad koos inertsjõudude ja elektromagnetiliste jõududega Galaktika ehituse ja põhiomadused.
Meie galaktika
Meie Galaktika- spiraalsüsteem massiga 2× 10 11 M¤ kuni 8,5-11,5× 10 11 M¤ (2,3× 10 42 kg), raadiusega umbes 1,5-2× 10 4 tk ja heledusega 2-4 × 10 10 L¤ . Galaktika koosneb 150-200 miljardist tähest ja paljudest muudest kosmoseobjektidest: enam kui 6000 galaktilisest molekulaarpilvest, mis sisaldavad kuni 50% tähtedevahelist gaasi, udukogudest, planeetide kehadest ja nende süsteemidest, neutrontähed, valged ja pruunid kääbused, mustad augud, kosmiline tolm ja gaas. Galaktika kettasse tungib laiaulatuslik magnetväli, mis püüab kinni kosmiliste kiirte osakesed ja sunnib neid liikuma mööda magnetilisi jooni mööda spiraalseid trajektoore. 85-95% Galaktika massist on koondunud tähtedesse, 5-15% tähtedevahelisse difuussesse gaasi. Raskete elementide massiosa Galaxy keemilises koostises on 2%. Galaktika vanus on 14,4 ± 1,3 miljardit aastat. Enamik galaktika tähti tekkis üle 9 miljardi aasta tagasi.
Peamist osa galaktikat moodustavatest tähtedest vaadeldakse Maalt valkja, nõrgalt helendava ebakorrapärase piirjoonega ribana, mis ümbritseb kogu taevast - Linnutee, milles ühinevad miljardite nõrgalt helendavate tähtede sära.
Me vaatleme oma galaktikat seestpoolt, mis muudab selle kuju, struktuuri ja mõningate füüsiliste omaduste kindlaksmääramise keeruliseks. Teleskoopvaatlusteks on ligipääsetavad vaid 10 9 tähte – kuni 1% kõikidest galaktika tähtedest.
Galaktika tuuma vaadeldakse Amburi tähtkujus (a = 17 h 38 m, d = -30њ), mis hõivab osa Scutum'i, Skorpioni ja Ophiuchuse tähtkujudest. Tuum on täielikult peidetud võimsate tumedate gaasi- ja tolmupilvede (GDC) taha kogumassiga 3 × 10 8 M¤, 700 pc kaugusel Galaktika keskpunktist, neelavad nähtavat, kuid edastavad raadio- ja infrapunakiirgust. Nende puudumisel oleks galaktiline tuum Päikese ja Kuu järel heledaim taevakeha.
Südamiku keskel on kondensaat - tuum Ainult 400 St. aastat keskusest, 10 5 M¤ massiga gaasi- ja tolmuudukogu Ambur A sügavuses on peidus must auk massiga umbes 4,6 × 10 6 M¤. Päris keskel, piirkonnas, mille mõõtmed on alla 1 tk ja mille mass on 5 × 10 6 M¤, on tõenäoliselt väga tihe siniste superhiiglaste parv (kuni 50 000 tähte).
Riis. 67. Meie galaktika struktuur:
1 - Kern
2 – Galaxy Core
3 – kühm ("puhitus"): galaktika keskme sfääriline populatsioon
4 - baar – galaktiline "hüppaja".
5 - Noor korter alamsüsteem (O-, B-klassi tähed, ühendused)
6 – vana lame alamsüsteem (A-klassi tähed)
7 - Galaktika ketas (põhijärjestuse tähed, noovad, punased hiiglased, planetaarsed udukogud)
8 – vahepealne sfääriline komponent (vanad tähed, pika perioodi muutujad)
9 - Spiraalharud (hajutatud gaasi-tolmu udukogud, O, B, A, F klassi noored tähed)
10 – GMO kontsentratsiooni tsoonid südamiku lähedal (9A) ja "molekulaarringis" (9B)
11 – vanim sfääriline alamsüsteem (halo) (kerasparved, lühiajalised tsefeidid, alamkääbused)
12 - Kerakujulised klastrid
13 - Päikesesüsteem
14 – Galaktika gaasikroon.
Meie galaktikas on sild - baar, mille otstest, 4 tuhande parseki kaugusel Galaktika keskpunktist, hakkavad keerduma 3 spiraali; Neist ühe lähedal - Orioni haru (haru) lähedal asub Päikesesüsteem. Teist - Perseuse haru - vaadeldakse galaktika keskpunkti suunas Päikesest 1,5–2,4 kpc kaugusel. Amburi kolmas haru asub Galaktika keskpunkti suunas 1,2-1,8 kpc Päikesest.
Galaktikas on keeruline, diferentseeritud pöörlemismuster ümber oma telje (joonis 68). Tähtede enda kiirused tuumas ulatuvad 1000-1500 km/s. Galaktiliste käte pöörlemiskiirus on väiksem kui üksikute tähtede liikumiskiirus Galaktika keskpunktist samal kaugusel.
Päikesesüsteem asub Galaktika ekvatoriaaltasandi lähedal 34 000 valgusaasta kaugusel. aastat oma keskpunktist (kaugusel, kus Galaktika pöörlemiskiirus ja selle spiraalharude liikumine langevad kokku). Analüüsides 300 000 tähe õiget liikumist spektrite joonte nihkega Doppleri efekti tõttu, tehti kindlaks, et Päikesesüsteem liigub lähimate tähtede suhtes kiirusega 20 km/s. Heraklese tähtkuju ja koos nendega pöörleb kiirusega 250 km/s ümber Galaktika keskpunkti Cygnuse ja Cepheuse tähtkujude suunas. Nimetatakse taevasfääri punkti, mille suunas Päikesesüsteem liigub tipp.
Päikesesüsteemi pöördeperiood galaktika keskpunkti ümber on 195–220 miljonit aastat. Keskmine kestus galaktiline aasta(T G ) võrdub 213 miljoni aastaga.
Aine kontsentratsioon tähtedevahelises keskkonnas on väga ebaühtlane. See suureneb järsult Galaktika pöörlemistasandil ja 500 valgusaasta paksuses kihis. aastat läbimõõduga 100 000 St. aastatel on 10-21 kg/m 3. Linnutee taustal on palja silmaga nähtavad tumeda, tiheda tolmuainega pilved, mis neelavad tähevalgust Cygnuse, Ophiuchuse, Scutum ja Amburi tähtkujudes. Ta omandab suurima tiheduse galaktika tuuma suunas. Galaktika keskusest 4–8 tuhande parseki kaugusel asub " molekulaarne ring„Galaktikad on kuni 3× 10 9 M¤ kaaluv GMOde kobar.
Tähtedest kaugel asuv haruldane neutraalgaas on optilise kiirguse suhtes läbipaistev. Gaasi jaotumise ja omaduste uurimist tähtedevahelises keskkonnas ja GMO-s hõlbustab molekulaarse vesiniku (l = 0,21 m) ja hüdroksüül-OH (l = 0,18 m) raadioemissioon (joonis 69).
Turbulentne tähtedevaheline plasma on koondunud pilvedesse, hõivates umbes 20% tähtedevahelisest keskkonnast. Väljaspool spiraalharusid tuvastatakse galaktika tasapinnast kuni ± 900 kpc kaugusel haruldased plasmapilved suurusega alla 26 pc ja elektrontihedusega 0,1-0,3 osakest/cm 3. Spiraalharudes (± 200 tk Galaxy tasapinnast) olevate pilvede mõõtmed on kuni 50 tk, elektrontihedus 0,2-1,0 osakest/cm 3 . Galaktika tasandi tähtede tekkimise tsoonides ulatub 10-50 pc suuruste pilvede elektrontihedus 1-10 osakese/cm 3 .
Tähtede suhteline vanus ja moodustumise järjekord Galaktikas määratakse tähtede piirkondade - galaktika alamsüsteemide - keemilise koostise analüüsi põhjal. Tähtede sünd Galaktikas miljardite aastate jooksul vähendab tähtedevahelise gaasi kontsentratsiooni ja aeglustab tähtede moodustumise kiirust, kuni see peatub täielikult järgmiste põlvkondade tähtede moodustumise "tooraine puudumise" tõttu. Varem oli tähtede tekkimise kiirus palju suurem. Nüüd kogu galaktikas muutub tähtedevaheline gaas, mis kaalub 4–10 M¤, igal aastal tähtedeks. Seda tuleb uuendada, vastasel juhul ammendub see Galaktika esimese 1–2 miljardi eluaastaga täielikult.
Tähtedevahelise gaasi peamine “tarnija” on tähed, eriti nende evolutsiooni viimastel etappidel: sinised ja punased hiiglased ning superhiiglased, noovad ja supernoovad toodavad umbes 1 M¤ tähtedevahelist gaasi aastas. Tõenäoliselt tõmbab Galaxy endale ümbritsevast ruumist gaasi (kuni 1,2-2 M¤ aastas). Seetõttu väheneb tähtedevahelise gaasi hulk Galaktikas väga aeglaselt.
Selle keemiline koostis muutub märgatavalt. I põlvkonna 12-15 miljardi aasta vanuste tähtede puhul on raskete elementide kontsentratsioon umbes 0,1%.
5-7 miljardi aasta vanused põhijärjestuse II põlvkonna tähed sisaldavad kuni 2% raskeid elemente.
Kaasaegsed hajusad udukogud sisaldavad üsna palju tolmu, erinevaid gaase, raskeid keemilisi elemente ja kompleksseid molekulaarseid ühendeid. O-, B-, A-klassi noored tähed vanusega 0,1-3 miljardit aastat avatud parvedes kuuluvad uude III tähtede põlvkonda. Need sisaldavad umbes 3-4% raskeid elemente.
Galaktika halos täheldatakse "kiire" aatomi vesiniku pilvi, mis liiguvad selle pöörlemisest sõltumatult. Mõned pilved, mis sisaldavad umbes 0,1% raskeid keemilisi elemente, koosnevad ainest, mida Galaktika ümbritsevast kosmosest ligi tõmbab. Teised pilved tekivad supernoova plahvatuste ajal täheparvedes ja muudes kosmilistes nähtustes galaktiliselt kettalt väljuva aine tõttu; nende koostis sisaldab kuni 1% raskeid keemilisi elemente.
Riis. 70. Tähtedevahelise keskkonna aastane tasakaal galaktikas
Galaktika tähtedevahelise keskkonna oluline komponent on kosmilised kiired- laetud elementaarosakeste vood energiaga kuni 10 21 eV: prootonid (91,7%), relativistlikud elektronid (0,92%), heeliumi aatomite tuumad (6,6%) ja raskemad keemilised elemendid (0,72%). Vaatamata kosmiliste kiirte väikesele ruumitihedusele (Maa lähedal - 1 osake/cm 3× s) on nende energiatihedus võrreldav tähtede kogu elektromagnetkiirguse energiatihedusega, tähtedevahelise gaasi soojusliikumise energiaga ja magnetilise energiaga. Galaktika väli. Peamine kosmiliste kiirte allikas on supernoova plahvatused.
Galaktika kogu magnetvälja induktsioon on umbes 10–10 Teslat. Väljajooned on üldiselt paralleelsed galaktika tasapinnaga ja kõverduvad piki selle spiraalharusid. Suheldes kosmiliste kiirte laetud osakestega, painutab galaktika magnetväli nende liikumise trajektoore mööda jõujooni ja aeglustab relativistlikke elektrone, tekitades raadiolainete mittetermilist (sünkrotronset) kiirgust lainepikkusega üle 1 m. "Variatsioonide" uurimine - kosmiliste kiirte omaduste ruumilis-ajalised muutused erinevate protsesside mõjul tähtedevahelises ruumis ja kosmoseobjektides võimaldab uurida üksikute laiendatud kosmoseobjektide elektromagnetvälju ja kogu galaktikat tervikuna. Kosmiliste kiirte kõrge energia teeb neist asendamatud abilised füüsikutele aine struktuuri ja elementaarosakeste vastastikmõju uurimisel.
Tunni lõpus saate õpilastele pakkuda ülesandeid tähtede ja tähesüsteemide kohta materjali kordamiseks ja kinnistamiseks (tähtedevaheliste kauguste määramine, kahendsüsteemide komponentide omadused jne), samuti ülesandeid harjutusest 18:
Harjutus 18:
- Milline näeks välja Linnutee, kui Maa asuks: a) Galaktika keskmes; b) galaktika ketta serval, 50 000 valgusaastal. aastat Galaktika keskpunktist; c) ühes kerasparves on sfääriline komponent; d) 10 000 sv kaugusel. aastat galaktika põhjapooluse kohal; e) vaatlejale Suures Magellani pilves?
- Hinnake galaktika massi, mis asub Päikesesüsteemi orbitaalliikumise piirkonnas ümber galaktika keskpunkti, kui Päikesesüsteemi mass M~ 1 M¤ ja selle pöördeperiood (galaktiline aasta) on 213 miljonit aastat.
- Koostage diagramm, mis näitab kõiki galaktikasse kuuluvate kosmoseobjektide ja nende süsteemide põhitüüpe, klasse ja rühmi (joonis 71):
Riis. 71
4. 1974. aastal saadeti SETI programmi raames raadioteade maapealse tsivilisatsiooni kohta Heraklese tähtkujus asuvale keraskujulisele täheparvele M13 (kaugus 24 000 valgusaastat). Kas arvate, et nad ootavad ja kui "jah", siis millal meie järeltulijad vastust ootavad?
5. Kolme kauge galaktika spektris täheldatakse punanihet, mis on võrdne: z 1 = 0,1, z 2 = 0,5, z 3 = 3 spektrijoonte lainepikkust. Millise radiaalkiirusega need galaktikad liiguvad? Määrake kaugus neist igaüheni, arvestades H = 50 km/s× Mpc.
6. Arvutage kvasari 3C48 kaugus, lineaarmõõtmed ja heledus, kui selle nurga läbimõõt on 0,56ќ, heledus on 16,0 m ja joon l 0 = 2298 × 10 -10 m ioniseeritud magneesiumi spektris on nihutatud asend l 1 = 3832 × 10 -10 m.
7. Kuidas mõjutab tähtedevahelise keskkonna valguse neeldumine kaugete galaktikate kauguste ja suuruste määramist?
8. 19. sajandi klassikaline maailmapilt osutus Universumi kosmoloogia vallas üsna haavatavaks, tingituna vajadusest selgitada 3 paradoksi: fotomeetriline, termodünaamiline ja gravitatsiooniline. Teid kutsutakse üles selgitama neid paradokse kaasaegse teaduse vaatenurgast.
Fotomeetriline paradoks (J. Chezot, 1744; G. Olbers, 1823) taandus küsimusele "Miks on öösel pime?"
Kui universum on lõpmatu, siis on selles lugematu arv tähti. Tähtede suhteliselt ühtlase jaotumise korral ruumis suureneb teatud kaugusel asuvate tähtede arv võrdeliselt nende kauguse ruuduga. Kuna tähe sära väheneb võrdeliselt temani ulatuva kauguse ruuduga, peaks tähtede kaugusest tingitud üldvalguse nõrgenemine olema täpselt kompenseeritud tähtede arvu suurenemisega ja kogu taevasfäär helendavad ühtlaselt ja eredalt.
Termodünaamiline paradoks (Clausius, 1850) on seotud termodünaamika teise seaduse ja Universumi igaviku mõiste vastuoluga. Termiliste protsesside pöördumatuse järgi kalduvad kõik universumi kehad termilisele tasakaalule. Kui Universum eksisteerib lõpmata kaua, siis miks pole looduses termiline tasakaal veel saabunud ja termilised protsessid jätkuvad tänaseni?
Gravitatsiooniparadoks (Seelinger, 1895) põhineb Universumi lõpmatuse, homogeensuse ja isotroopia sätetel.
Valige vaimselt raadiusega sfäär R 0 nii, et sfäärisisese aine jaotumise ebahomogeensuse rakud on tähtsusetud ja keskmine tihedus võrdub Universumi keskmise tihedusega r. Olgu sfääri pinnal massiline keha m, näiteks Galaxy. Vastavalt Gaussi teoreemile tsentraalselt sümmeetrilise välja kohta, gravitatsioonijõud massiga ainelt M, mis on suletud sfääri sees, mõjub kehale nii, nagu oleks kogu aine koondunud ühte punkti, mis asub kera keskel. Samal ajal ei anna ülejäänud Universumi aine sellele jõule mingit panust. Kus: 
Avaldame massi keskmise tiheduse r kaudu: 
. Laske siis - keha vabalangemise kiirendus kera keskmesse sõltub ainult kera raadiusest R 0 . Kuna kera raadius ja kera keskpunkti asukoht valitakse meelevaldselt, tekib katsemassile mõjuva jõu määramatus. m ja selle liikumise suund.
9. Tee kujuteldava ajamasinaga reis meie metagalaktika minevikku ja tulevikku ning tee joonised sellest, mida näeksid: a) Suure Paugu hetkel; b) 1 sekund pärast seda; c) 1 miljoni aasta pärast; d) miljardi aasta pärast; e) 10 miljardit aastat pärast Suurt Pauku; f) 100 miljardi aasta pärast; g) 1000 miljardi aasta pärast.
10. Mis eristab Universumi kosmoloogilisi mudeleid Universumi religioossetest seletustest?
Selle teema esimese 3 õppetunni materjali uurimise metoodikat käsitleb E.Yu, Yu.A. Kupryakova "Galaktika küsimuste uurimine teemas "Universumi struktuur".
Füüsika ja matemaatika tundides ning tugevate õpilastega töötades saate kasutada L.P. artiklis sisalduvaid ideid. Surkova, N.V. Lisin "Probleemide elemendid astronoomia õpetamisel pedagoogilises instituudis." Autorite sõnul on „Astronoomiliste teadmiste aluseks ja allikaks vaatlused, millest saab probleemse olukorra loomise peamine viis (põhineb enda vaatlustel, elusituatsioonidel, tööl fotode, joonistustega jne, sh vaatlusega kohtumisel). tulemused, mis on olemuselt olemuselt seletamatud ja viisid teadusajaloo teadusprobleemi sõnastamiseni).
Erinevate lähenemiste olemasolu uurimisstrateegia valikul realiseeritakse konkureerivate teaduslike hüpoteeside vormis. See võimaldab kasutada teadlaste erinevate seisukohtade ja seisukohtade demonstreerimist teatud probleemi lahendamisel, et anda loengule problemaatiline iseloom." Näidetena on välja toodud: 1) arutlus selle tegevuse olemuse üle. kvasarid ja galaktika tuumad, kus aktiivsuse allikana pakuti välja: multipulsaarne mudel, millel on palju plahvatusi tähtede kokkupõrke ajal, supermassiivse pöörleva magnetoplasma keha mudel 2 ) Galaktika spiraalstruktuuri tekkimine (Lindbladi, Lini ja Shu laineteooria, Geroli ja Seideni, Jaaniste ja Saari idee, okste moodustumine gaasi väljapaiskumisel galaktikate keskmest.) .
Samuti on soovitatav esitada teema “Galaktika struktuur” ajaloolises plaanis. Ülesanne on seatud teadlaste teed vaimselt järgima. Esiteks viiakse läbi vaatlused (demonstratsioonid, planetaariumi külastused). Ülesanne on antud: taeva üksikute osade tähtede arvu ja tähtede heleduse erinevuste võrdluse põhjal proovige esitada pilt ümbritsevast maailmast, võttes arvesse lihtsustavaid tegureid (nagu Herschel). Loeng võtab selle ülesande kokku ja püstitab küsimuse "Mis ja kuidas peaks antud pildil muutuma, kui Herscheli eeldused on valed?" Seejärel vaadatakse demonstratsioonide saatel üle Galaktika uurimise kaasaegsed meetodid ja tulemused.
Esimene võimalus „võimaldab meil ajaloolises järjestuses käsitleda mitmeid teadlaste ees seisvaid ülesandeid ja seeläbi ära kasutada probleemipõhise õpetamismeetodi eeliseid: hakata koguma teavet Galaktika struktuuri ja suuruse kohta, tuginedes leviku uurimisele. tähtedest, täiendades ja süvendades materjali järk-järgult teiste objektide kohta käiva teabega ", olles eelnevalt tutvustanud õpilasi tähtede nähtava levikuga taevas ja Linnutee struktuuriga.
- - testid - ülesanne
Galaktikaid on kolme tüüpi: spiraalsed, elliptilised ja ebakorrapärased. Spiraalgalaktikatel on täpselt määratletud ketas, käed ja halod. Keskel on tihe tähtede ja tähtedevahelise aine kogum ning kõige keskel on must auk. Spiraalgalaktikate käed ulatuvad oma keskpunktist välja ja keerduvad paremale või vasakule olenevalt tuuma ja selle keskmes oleva musta augu (täpsemalt ülitiheda keha) pöörlemisest. Galaktika ketta keskel on sfääriline kondenseerumine, mida nimetatakse kühmuks. Okste (harude) arv võib olla erinev: 1, 2, 3,... kuid enamasti leidub galaktikaid, millel on ainult kaks haru. Galaktikates hõlmab halo tähti ja väga haruldast gaasilist ainet, mis ei sisaldu spiraalides ega kettas. Me elame spiraalgalaktikas, mida nimetatakse Linnuteeks ja selgetel päevadel on meie galaktika öötaevas selgelt nähtav laia valkja triibuna üle taeva. Meie Galaxy on meile profiilis nähtav. Galaktikate keskmes asuvad kerasparved on galaktilise ketta asukohast praktiliselt sõltumatud. Galaktikate harud sisaldavad suhteliselt väikest osa kõigist tähtedest, kuid peaaegu kõik suure heledusega kuumad tähed on koondunud neisse. Seda tüüpi tähti peavad astronoomid noorteks, seega võib tähtede tekkekohaks pidada galaktikate spiraalharusid.
Foto spiraalgalaktikast "Ringwheel" (M101, NGC 5457), mis on tehtud NASA 1990. aastal välja lastud Hubble'i orbitaalteleskoobiga. Spiraalgalaktikad näevad metagalaktika ruumis välja nagu tohutud keerised või keerised. Pöörledes liiguvad nad metagalaktikas nagu Maa atmosfääris liikuvad tsüklonid.
Elliptilisi galaktikaid leidub sageli tihedates spiraalgalaktikate parvedes. Neil on ellipsoidi või palli kuju ning sfäärilised on tavaliselt suuremad kui ellipsoidsed. Ellipsoidsete galaktikate pöörlemiskiirus on väiksem kui spiraalgalaktikatel, mistõttu nende ketast ei teki. Sellised galaktikad on tavaliselt küllastunud kerakujuliste tähtede parvedega. Astronoomide arvates koosnevad elliptilised galaktikad vanadest tähtedest ja neil puudub peaaegu täielikult gaas. Küll aga kahtlen tugevalt nende vanaduses. Miks? Ma räägin teile sellest hiljem. Ebakorrapärased galaktikad on tavaliselt väikese massi ja mahuga ning sisaldavad vähe tähti. Reeglina on need spiraalgalaktikate satelliidid. Tavaliselt on neil väga vähe kerakujulisi täheparvesid. Selliste galaktikate näideteks on Linnutee satelliidid – Suur ja Väike Magellani pilv. Kuid ebakorrapäraste galaktikate hulgas on ka väikseid elliptilisi galaktikaid. Peaaegu iga galaktika keskmes on väga massiivne keha – must auk – millel on nii võimas gravitatsioon, et selle tihedus on võrdne aatomituumade tihedusega või sellest suurem. Tegelikult on iga must auk ruumilt väike, massi poolest aga lihtsalt koletu, raevukalt pöörlev tuum. Nimetus "must auk" on ilmselgelt kahetsusväärne, kuna see pole üldse auk, vaid väga tihe keha, millel on tugev gravitatsioon - selline, millest isegi kerged footonid ei pääse. Ja kui must auk kogub liiga palju massi ja pöörlemise kineetilist energiat, rikutakse selles massi ja kineetilise energia tasakaal ning seejärel ajab ta endast välja killud, mis (kõige massiivsemad) muutuvad väikesteks teist järku mustadeks aukudeks, väiksematest fragmentidest saavad tulevikutähed, kui nad koguvad galaktikapilvedest suuri vesinikuatmosfääre, ja väikestest fragmentidest saavad planeedid, kui kogutud vesinikust ei piisa termotuumasünteesi käivitamiseks. Ma arvan, et galaktikad tekivad massiivsetest mustadest aukudest, pealegi toimub galaktikates aine ja energia kosmiline ringlus. Alguses neelab must auk metagalaktikas hajutatud ainet: praegu toimib see tänu oma gravitatsioonile "tolmu- ja gaasiimejana". Metagalaktikas hajutatud vesinik koondub musta augu ümber ning moodustub sfääriline gaasi- ja tolmukogum. Musta augu pöörlemine haarab kaasa gaasi ja tolmu, põhjustades sfäärilise pilve lamenemise, moodustades keskse südamiku ja käed. Olles kogunud kriitilise massi, hakkab gaasi-tolmu pilve keskel asuv must auk kilde paiskama (fragmentoidid), mis eralduvad sellest suure kiirendusega, millest piisab keskmist musta auku ümbritsevale ringikujulisele orbiidile paiskamiseks. Orbiidil, suheldes gaasi- ja tolmupilvedega, hõivavad need fragmentoidid gravitatsiooniliselt gaasi ja tolmu. Suurtest fragmentoididest saavad tähed. Mustad augud tõmbavad oma gravitatsiooniga endasse kosmilist tolmu ja gaasi, mis sellistele aukudele langedes muutuvad väga kuumaks ja kiirgavad röntgenikiirgust. Kui aine hulk musta augu ümber jääb napiks, väheneb selle helendus järsult. Seetõttu on mõne galaktika keskmes ere helk, teistel aga mitte. Mustad augud on nagu kosmilised “tapjad”: nende gravitatsioon tõmbab ligi isegi footoneid ja raadiolaineid, mistõttu must auk ise ei kiirga ja näeb välja nagu täiesti must keha.
Kuid tõenäoliselt häiritakse perioodiliselt mustade aukude sees olevat gravitatsioonitasakaalu ja nad hakkavad tugeva gravitatsiooniga välja paiskama ülitiheda aine tükke, mille mõjul omandavad need tükid sfäärilise kuju ja hakkavad ümbritsevast ruumist tolmu ja gaasi ligi tõmbama. . Püütud ainest moodustuvad nendele kehadele tahked, vedelad ja gaasilised kestad. Mida massiivsem oli mustast august väljutatud ülitiheda aine tromb ( fragmentoidne), seda rohkem tolmu ja gaasi see ümbritsevast ruumist kogub (kui seda ainet muidugi ümbritsevas ruumis leidub).
Natuke uurimislugu
Astrofüüsika on tänu võlgu galaktikate uurimisele A. Robertsi, G.D. Curtis, E. Hubble, H. Shelley ja paljud teised. Huvitava galaktikate morfoloogilise klassifikatsiooni pakkus välja Edwin Hubble 1926. aastal ja täiustas seda 1936. aastal. Seda klassifikatsiooni nimetatakse "Hubble'i häälehargiks". Kuni oma surmani 1953. aastal. Hubble täiustas oma süsteemi ja pärast tema surma tegi seda A. Sandage, kes 1961. aastal tutvustas Hubble'i süsteemi olulisi uuendusi. Sandage tuvastas rühma spiraalgalaktikaid, mille harud algavad rõnga välisservast, ja spiraalgalaktikad, mille spiraalharud algavad vahetult tuumast. Erilise koha klassifikatsioonis hõivavad räbaldunud struktuuriga ja nõrgalt piiritletud tuumaga spiraalgalaktikad. Skulptori ja ahju tähtkujude tagant avastas H. Shelley 1938. aastal väga madala heledusega kääbus-elliptilised galaktikad.
Galaktika struktuur
Kas inimeste lennud teiste tähtede ja galaktikate juurde on võimalikud?
Taevakehade kõige olulisem omadus on nende võime ühineda süsteemideks. Maa ja selle satelliit Kuu moodustavad kahekehalise süsteemi. Kuna Kuu suurus pole Maa mõõtmetega võrreldes nii väike, kalduvad mõned astronoomid pidama Maad ja Kuud kaksiksüsteemiks, Jupiterit ja Saturni koos oma satelliitidega – rikkamate süsteemide näideteks. Päike, üheksa planeeti koos satelliitidega, paljud väikesed planeedid, komeedid ja meteoorid moodustavad kõrgemat järku süsteemi – Päikesesüsteemi.
Kas tähed moodustavad ka süsteeme?
Selle probleemi esimese süstemaatilise uurimise viis 18. sajandi teisel poolel läbi inglise astronoom William Herschel. Ta tegi arvutusi oma teleskoobi vaateväljas vaadeldud tähtede taeva erinevates piirkondades. Selgus, et taevas saab välja joonistada suure ringi, mis lõikab kogu taeva kaheks osaks ja millel on omadus, et igast küljest lähenedes suureneb teleskoobi vaateväljas nähtavate tähtede arv pidevalt ja edasi. ring ise muutub väikeseks. Täpselt mööda seda ringi, mida nimetatakse galaktiliseks ekvaatoriks, levib Linnutee, taevast ümbritsev nõrgalt helendav riba, mille moodustab nõrkade kaugete tähtede sära. Herschel selgitas enda avastatud nähtust õigesti, öeldes, et meie vaadeldud tähed moodustavad hiiglasliku tähesüsteemi, mis on galaktilise ekvaatori poole lamenenud.
Ja kuigi kuulsad astronoomid V. Struve, Kaptein ja teised järgisid Herscheli, viidi galaktika kui eraldiseisva tähesüsteemi olemasolu idee ellu kuni väljaspool galaktikat asuvate objektide avastamiseni. See juhtus alles meie sajandi 20ndatel, kui sai selgeks, et spiraal ja mõned teised udukogud on hiiglaslikud tähesüsteemid, mis asuvad meist tohutul kaugusel ning on ehituse ja suuruse poolest võrreldavad meie galaktikaga.
Selgus, et on palju teisi tähesüsteeme – galaktikaid, mis on kuju ja koostiselt väga mitmekesised ning nende hulgas on meiega väga sarnaseid galaktikaid. See asjaolu osutus väga oluliseks. Meie positsioon Galaktikas ühest küljest muudab selle uurimise lihtsamaks, kuid teisest küljest muudab selle keerulisemaks, kuna süsteemi struktuuri uurimiseks on soodsam vaadelda seda mitte seest, vaid väljastpoolt. .
Galaxy kuju meenutab ümmargust tugevalt kokkusurutud ketast. Sarnaselt kettale on ka Galaktikas sümmeetriatasand, mis jagab selle kaheks võrdseks osaks, ja sümmeetriatelg, mis läbib süsteemi keskpunkti ja on risti sümmeetriatasanditega. Kuid igal kettal on täpselt välja joonistatud pind – piir. Meie tähesüsteemil pole nii selgelt määratletud piiri, nagu ka Maa atmosfääril pole selget ülemist piiri. Galaktikas asuvad tähed, mida lähemal üksteisele, seda lähemal on antud koht galaktika sümmeetriatasandile ja seda lähemal on see oma sümmeetriatasandile. Suurim tähtede tihedus on Galaktika keskmes. Siin on iga kuupparseki kohta mitu tuhat tähte, s.t. Galaktika keskpiirkondades on tähtede tihedus kordades suurem kui Päikese läheduses. Sümmeetriatasandist ja sümmeetriateljest eemaldudes tähtede tihedus väheneb ja sümmeetriatasandist eemaldudes väheneb see palju kiiremini. Seega, kui nõustuksime pidama Galaktika piirideks neid kohti, kus tähtede tihedus on juba väga madal ja moodustab ühe tähe 100 ps kohta, siis selle piiriga piiritletud keha oleks tugevalt kokkusurutud ümmargune ketas. Kui pidada piiriks piirkonda, kus tähtede tihedus on veelgi väiksem ja moodustab ühe tähe 10 000 ps kohta, siis on piiriga taas välja toodud keha umbes sama kujuga, kuid ainult suurema suurusega ketas. . Seetõttu ei saa Galaxy suurusest päris kindlalt rääkida. Kui sellegipoolest peetakse meie tähesüsteemi piirideks kohti, kus 1000 ps ruumi kohta on üks täht, siis on galaktika läbimõõt ligikaudu 30 000 ps ja paksus 2500 ps. Seega on Galaxy tõesti väga kokkusurutud süsteem: selle läbimõõt on 12 korda suurem kui paksus.
Tähtede arv galaktikas on tohutu. Tänapäevastel andmetel ületab see saja miljardi piiri, s.o. umbes 25 korda suurem kui meie planeedi elanike arv.
Gaasi olemasolu tähtedevahelises ruumis avastati esmalt tähtedevahelise kaltsiumi ja tähtedevahelise naatriumi poolt põhjustatud neeldumisjoonte olemasolu tähtede spektris. See kaltsium ja naatrium täidavad kogu vaatleja ja tähe vahelise ruumi ega ole tähega otseselt seotud.
Pärast kaltsiumi ja naatriumi määrati kindlaks hapniku, kaaliumi, titaani ja muude elementide, samuti mõnede molekulaarsete ühendite: tsüanogeeni, süsivesinike jne olemasolu.
Tähtedevahelise gaasi tihedust saab määrata selle joonte intensiivsuse järgi. Nagu arvata võis, osutus see väga väikeseks. Tähtedevahelise naatriumi tihedus näiteks Galaktika tasandi lähedal, kus see on kõige tihedam, vastab ühele aatomile 10 000 cm ruumi kohta. Pikka aega ei olnud tähtedevahelist vesinikku võimalik tuvastada, kuigi see on tähtedes kõige enam esinev gaas. Seda seletatakse vesinikuaatomi füüsikalise struktuuri iseärasustega ja Galaktika kiirgusvälja olemusega. Galaktika tasandi lähedal leidub üks vesinikuaatom 2-3 cm ruumi kohta. See tähendab, et kogu gaasilise aine tasapind Galaktika tasapinna lähedal on 5-8 10 / 25 cm, gaasi ja muude elementide mass on tühine.
Tähtedevaheline gaas on jaotunud ebaühtlaselt, moodustades kohati keskmisest kümneid kordi suurema tihedusega pilvi, teisal aga tekitades haruldasi. Galaktika tasapinnast eemaldudes väheneb tähtedevahelise gaasi keskmine tihedus kiiresti. Selle kogumass Galaktikas on 0,01–0,02 kõigi tähtede kogumassist.
Kuumad hiidtähed, mis kiirgavad suurel hulgal ultraviolettkvante, ioniseerivad enda ümber suurel alal tähtedevahelist vesinikku. Ionisatsioonitsooni suurus sõltub väga suurel määral tähe temperatuurist ja heledusest. Väljaspool ionisatsioonitsoone on peaaegu kogu vesinik neutraalses olekus.
Seega võib kogu Galaktika ruumi jagada ioniseeritud vesiniku tsoonideks ja tsoonideks, kus vesinik on ioniseerimata. Taani astronoom Strömgren näitas teoreetiliselt, et ei toimu järkjärgulist üleminekut piirkonnast, kus peaaegu kogu vesinik on ioniseeritud, piirkonda, kus see on neutraalne.
Praegu on välja töötatud meetod neutraalse vesiniku kogumassi pöörlemisseaduse määramiseks selle 21 cm pikkuse emissioonijoone profiilide hulgast või peaaegu samamoodi nagu Galaxy ise. Siis saab teatavaks Galaktika pöörlemise seadus.
See meetod annab praegu kõige usaldusväärsemad andmed meie tähesüsteemi pöörlemisseaduse kohta, s.o. andmed selle kohta, kuidas muutub süsteemi pöörlemise nurkkiirus, kui see liigub Galaktika keskpunktist selle välimistesse piirkondadesse.
Keskpiirkondade puhul ei saa veel määrata pöörlemise nurkkiirust. Nagu näha, väheneb Galaktika pöörlemise nurkkiirus keskpunktist eemaldudes, algul kiiresti ja siis aeglasemalt. 8 kps kaugusel. tsentrist on nurkkiirus 0,0061 aastas. See vastab 212 miljoni aasta pikkusele tiirlemisperioodile. Päikese piirkonnas (Galaktika keskpunktist 10 kpc) on nurkkiirus 0,0047 aastas ja tiirlemisperiood 275 miljonit aastat. Tavaliselt peetakse seda väärtust - Päikese ja ümbritsevate tähtede pöördeperioodi meie tähesüsteemi keskpunkti lähedal - galaktika pöörlemisperioodiks ja seda nimetatakse galaktiliseks aastaks. Kuid peate mõistma, et Galaktika jaoks pole ühist perioodi, see ei pöörle nagu jäik keha. Päikese piirkonnas on kiirus 220 km. See tähendab, et Päike ja seda ümbritsevad tähed lendavad oma liikumisel ümber Galaktika keskpunkti 220 km sekundis.
Galaktika pöörlemisperiood Päikese piirkonnas on ligikaudu 275 miljonit aastat ja galaktika keskpunktist Päikesest kaugemal asuvad piirkonnad pöörlevad aeglasemalt: pöörlemisperiood pikeneb kauguse suurenedes 1 miljoni aasta võrra. Galaktika keskpunktist umbes 30 ps.
Lisaks gaasile on tähtedevahelises ruumis tolmuterasid. Nende mõõtmed on väga väikesed ja asuvad üksteisest märkimisväärsel kaugusel; Keskmine kaugus naabruses asuvate tolmuosakeste vahel on umbes sada meetrit. Seetõttu on tolmuaine keskmine tihedus Galaktikas ligikaudu 100 korda väiksem kui gaasi kogumass ja 5000–10 000 korda väiksem kui kõigi tähtede kogumass. Seetõttu on tolmu dünaamiline roll Galaxys väga tühine. Galaktikas neelab tolm siniseid ja siniseid kiiri tugevamini kui kollane ja punane.
Mõnes mõttes erineb udu, millesse galaktika on sukeldatud, oluliselt udust, mida me Maal jälgime. Erinevus seisneb selles, et kogu tolmuaine mass on äärmiselt ebahomogeense struktuuriga. See ei jaotata ühtlase kihina, vaid kogutakse eraldi erineva kuju ja suurusega pilvedesse. Seetõttu on valguse neeldumine Galaktikas täpiline.
Tolm ja gaas on Galaktikas tavaliselt segunenud, kuid nende proportsioonid on erinevates kohtades erinevad. Seal on gaasipilved, milles domineerib tolm. Galaktikas hajutatud gaasi, tolmu ning gaasi ja tolmu segude tähistamiseks kasutatakse üldmõistet “hajutatud aine”.
Galaxy kuju erineb kettast mõnevõrra selle poolest, et selle keskosas on paksenemine, tuum. Seda tuuma, kuigi see sisaldab palju tähti, ei saanud pikka aega jälgida, sest Galaktika sümmeetriatasandi lähedal on koos tähtede helendava ainega tohutud tumedad tolmupilved, mis neelavad valgust. nende taga lendavatest tähtedest. Päikese ja Galaktika keskme vahel on suur hulk selliseid erineva kuju ja paksusega tumedaid tolmupilvi, mis varjavad meie eest Galaktika tuuma. Siiski oli siiski võimalik eristada Galaxy tuuma.
1947. aastal kasutasid Ameerika astronoomid Stebbins ja Whitford koos teleskoobiga infrapunakiirte suhtes tundlikku fotoelementi ja suutsid visandada Galaktika tuuma kontuurid. 1951. aastal leidsid Nõukogude astronoomid V.I. Krasovski ja V. B. Nikonov said fotod galaktika tuumast infrapunakiirtes. Galaktika tuum osutus mitte eriti suureks, selle läbimõõt oli umbes 1300 tk. Kuid sellegipoolest muudab südamiku olemasolu Galaxy keskosas seda piirkonda tihedamaks, nüüd saab Galaxy kuju võrrelda mitte ainult kettaga, vaid kettakujulise rattaga, mille keskosas on paksenemine; - puks.
Galaktika tuuma keskpunkt on kogu meie tähesüsteemi keskpunkt. Galaktika keskmes oleval ainel on kõrge temperatuur ja see on kiire liikumise olekus.
Suures tähesüsteemis – Galaktikas on paljud tähed ühendatud väiksema arvuga süsteemideks. Kõiki neid süsteeme võib pidada galaktika kollektiivseks liikmeks.
Galaktika väikseimad kollektiivsed liikmed on topelt- ja mitmetähed. Nii nimetatakse kahe-, kolme-, nelja- jne rühmitusi. Kuni kümme tähte, milles tähti hoitakse universaalse gravitatsiooniseaduse järgi vastastikuse külgetõmbe tõttu üksteise lähedal. Topelt- ja mitmiktähtedes on kaks või enam sellist tohutut keha - tähti (päikest). Nad tõmbavad üksteist ligi, hoiavad üksteist ja võib-olla ka teisi väiksema massiga kehasid suhteliselt väikeses mahus.
Topelttähtede komponente eraldav kaugus võib olla üsna erinev. Tihedates binaarides on nad üksteisele nii lähedal, et tekivad keerulised füüsikalised vastasmõju protsessid, mis on seotud loodete nähtustega.
Laiades paarides on komponentide vaheline kaugus kümneid tuhandeid astronoomilisi ühikuid, tiirlemisperioodid on nii pikad, et neid mõõdetakse aastatuhandetega ning orbiidi liikumist ei ole võimalik vaatluste käigus tuvastada. Selliste süsteemide komponentide ühenduvuse määrab nende suhteline lähedus taevas ja nende enda liikumise ühtsus.
Meile lähima 30 tähe hulgast on 13 osa kahend- ja kolmiksüsteemidest. Tähtede orbiitidel liikumise kiiruse mõõtmine võimaldas hinnata kahendsüsteemidesse kuuluvate tähtede massi. Selgus, et selles osas on staarid erinevad. Mõned neist on Päikesest väiksema massiga, teised aga ületavad seda. Samal ajal on kõigi tähtede, sealhulgas Päikese puhul täidetud tingimus: mida suurem on tähe heledus, seda suurem on selle mass. Kahekordne mass vastab ligikaudu kümnekordsele heledusele, seega on tähtede heleduse erinevus palju suurem kui massi erinevus.
Kaksik- ja mitmiktähed koosnevad sageli erinevat tüüpi tähtedest, näiteks võib valge hiidtähe kombineerida punase kääbusega või keskmise heledusega kollase tähe punase hiiglasega.
Galaktika suuremad kollektiivsed liikmed kui topelt- ja mitmetähed on avatud täheparved. Need klastrid sisaldavad mitukümmend kuni mitusada tähte, suurim - kuni kaks tuhat tähte. Mõiste "avatud" on tingitud asjaolust, et sellistes parvedes olevate tähtede suhteliselt väike arv ei võimalda parve kuju enesekindlalt visandada.
Avatud klastritel on iseloomulik koostis. Need sisaldavad harva punaseid ja kollaseid hiiglasi ning absoluutselt mitte ühtegi punast ja kollast hiiglast. Samal ajal on valged ja sinised hiiglased avatud klastrite asendamatud liikmed. Siit võib sagedamini kui mujal Galaktikas leida väga haruldasi tähti – valgeid ja siniseid superhiiglasi, s.t. kõrge temperatuuri ja ülikõrge heledusega tähed, millest igaüks kiirgab sadu tuhandeid ja isegi miljoneid kordi rohkem kui meie Päike.
Avatud klastrid asuvad galaktika sümmeetriatasandile väga lähedal. Enamik neist asub peaaegu täpselt selles tasapinnas. Kataloogis olevate avatud täheparvede arv ületab praegu tuhandeid. Kaugemad avatud klastrid on eristamatud; Kuid teleskoopide abil saab eristada suhteliselt lähedal asuvaid avatud klastreid. Seetõttu on galaktikas avatud klastrite arv tegelikult palju rohkem kui tuhat ja hinnanguliselt umbes 30 tuhat. Kui keskmine tähtede arv ühes avatud parves on 300 või veidi rohkem, siis galaktika kõikidesse avatud parvedesse kaasatud tähtede koguarv on ligikaudu kümme miljonit.
Veelgi suuremad Galaktika kollektiivsed liikmed on kerakujulised täheparved. Need on väga rikkad täheparved, kus on sadu tuhandeid, mõnikord üle miljoni tähe.
Kerasparve keskmistes piirkondades asuvad tähed üksteisele väga lähedal. Seetõttu ühinevad nende kujutised ja teatud tähti ei saa eristada. See ei tähenda, et tähed üksteist puudutaksid. Tegelikult on isegi kerasparvede keskmistes piirkondades tähtede vahelised kaugused tähtede endi suurusega võrreldes tohutud.
Kerasparvede koostis erineb oluliselt avatud klastrite koostisest. Kerasparvedes on palju punaseid ja kollaseid hiidtähti, palju punaseid ja kollaseid ülihiiglasi, kuid väga vähe sini-valgeid hiidtähti ja absoluutselt mitte ühtegi sini-valget ülihiiglast.
Kerasparved on tihedad süsteemid. Koosnedes suurest hulgast tähtedest paistavad need Galaktika teiste objektide seas teravalt silma. Praeguseks on avastatud 132 kerasparve, mis on osa meie galaktikast. Eeldatavasti avatakse veel mitmeid.
Kogu kerasparvede kogum moodustab omamoodi sfäärilise süsteemi, mis ümbritseb Galaktikat ja tungib samal ajal Galaktikasse.
Kuna kerasparved paiknevad Galaktika keskpunkti suhtes sümmeetriliselt ja Päike asub sellest kaugel, tuleks peaaegu kõiki kerasparvesid vaadelda ühes taevapooles, selles, kus galaktika keskpunkt. asub.
Kui igas teadaolevas kerasparves on keskmiselt veidi vähem kui miljon tähte, oleks tähtede koguarv kerasparvedes umbes 100 miljonit. See on vaid üks tuhandik kõigist galaktika tähtedest.
Galaktika liikmeid on teist tüüpi – nn tähtede ühendused. Need avastas akadeemik V.A. Ambartsumyan, kes avastas, et kõige kuumemad hiiglaslikud tähed asuvad taevas justkui eraldi pesades. Tavaliselt on sellises pesas kaks kuni kolm tosinat tähte - spektriklassi kuumad hiiglased. Assotsiatsioonil on suur maht, mitukümmend või sadu parseki suurusi, mis tavaliselt, nagu ka mujal Galaktikas, sisaldab suurt hulka kääbustähti ja keskmise heledusega tähti.
Kuumad hiiglaslikud tähed liiguvad kiirusega 5-10 km ja nende kooslusest pääsemiseks kulub vaid mõnisada tuhat aastat või kõige rohkem paar miljonit aastat. Seetõttu näitab kuumade hiiglaste olemasolu tähtede ühendustes, et need tähed on hiljuti tekkinud kooslustesse ja neil pole veel olnud aega neist lahkuda.
Just tähtede seoste avastamine viis selleni, et vanade tähtede kõrval on ka noori ja väga noori tähti, et tähtede teke Galaktikas oli pikk protsess ja jätkub tänapäevalgi.
Nende asukoha järgi galaktikas võib kõik tähed ja kõik muud objektid jagada kolme rühma.
Esimese rühma objektid on koondunud galaktilisele tasapinnale, s.o. moodustavad lamedad alamsüsteemid. Nende objektide hulka kuuluvad kuumad ülihiiglased ja hiiglaslikud tähed, tolmuaine, gaasipilved ja avatud täheparved. Iseloomulik on see, et avatud klastrite koosseisu kuuluvad peamiselt just need objektid, mis ise moodustavad ka lamedaid alamsüsteeme.
Teise rühma moodustavad objektid, mis asuvad võrdselt sageli Galaktika sümmeetriatasandi lähedal ja sellest märkimisväärsel kaugusel. Nad moodustavad sfäärilisi alamsüsteeme. Selliste objektide hulka kuuluvad kollased ja punased alamkääbused, kollased ja punased hiiglased ning kerasparved.
Kolmanda rühma moodustavad vahepealsed alamsüsteemid. Neis on objektid koondunud Galaktika tasapinna poole, kuid mitte nii tugevalt kui lamedates alamsüsteemides. Vahepealsed alamsüsteemid koosnevad punastest ja kollastest hiidtähtedest, kollastest ja punastest kääbustähtedest, aga ka spetsiaalsetest muutuvatest tähtedest nimega Mira Ceti tüüpi tähed, mis muudavad oma heledust väga tugevalt ja ebaregulaarselt.
Selgus, et erinevate alamsüsteemide objektid erinevad üksteisest mitte ainult oma asukoha poolest Galaktikas, vaid ka kiiruse poolest. Sfääriliste alamsüsteemide objektidel on suurim liikumiskiirus suunas. Galaktika tasapinnaga risti ja lamedate alamsüsteemide objektide puhul on see kiirus väikseim.
Samuti õnnestus tuvastada, et erinevate alamsüsteemide objektid erinevad ka keemilise koostise poolest: lamedate alamsüsteemide tähed on metallirikkamad kui sfääriliste alamsüsteemide tähed.
Erinevate alamsüsteemide objektide olemasolu avastamine Galaktikas on väga oluline. See näitab, et erinevat tüüpi tähed tekkisid Galaktika erinevates kohtades ja erinevates tingimustes.
Südamikust peaksid välja tulema spiraalsed oksad. Need oksad, mis liiguvad ümber südamiku, järk-järgult laienevad ja hargnevad, kaotavad oma heleduse ja teatud kaugusel nende jälg kaob.
Teiste galaktikate spiraalharud koosnevad kuumadest hiiglaslikest ja ülihiidtähtedest, samuti tolmust ja vesinikgaasist.
Meie galaktika spiraalsete harude tuvastamiseks peame jälgima kuumade hiiglaslike tähtede, aga ka tolmu ja gaasi asukohta selles. See ülesanne osutus väga keeruliseks tänu sellele, et me jälgime oma Galaktika spiraalset struktuuri seestpoolt ja spiraaliharude erinevad osad projitseeritakse üksteisele.
Nadezhda kiirgab neutraalset vesinikkiirgust lainepikkusel 21 cm. suunatud Galaktika keskmesse ja antikeskmesse, pole uuringud veel võimalikud, seega pole pilt täielik, kuid kuigi ebakindel, hakkab spiraaliharude asukoht selguma, sest vesinik on tavaliselt kõrvuti kuumade hiiglaslike tähtedega. määrake spiraalsete okste kuju.
Vesiniku tihendamise kohad peaksid kordama galaktika spiraalse struktuuri mustrit.
Neutraalse vesiniku kiirguse kasutamise suureks eeliseks on see, et see on pikalaineline, asub raadioulatuses ning selle jaoks on tähtedevaheline aine peaaegu täielikult läbipaistev – 21 sentimeetrine kiirgus jõuab meieni Galaktika kaugematest piirkondadest ilma igasuguste moonutusteta.
Kuuta sügisõhtutel, kaugel eredalt valgustatud majadest ja tänavatest, on tähistaevast imetledes näha valkjat triipu, mis ulatub üle terve taeva. See on Linnutee.
Ühe iidse müüdi järgi on Linnutee tee Olümposest Maale. Teise sõnul on see piim, mille Hero maha valas.
Linnutee ümbritseb taevasfääri suure ringina. Maa põhjapoolkera elanikel õnnestub sügisõhtutel näha Linnutee seda osa, mis läbib Cassiopeia, Cepheuse, Luige, Kotka ja Amburi ning hommikul ilmuvad teised tähtkujud. Maa lõunapoolkeral ulatub Linnutee Amburist Skorpioni, Kompassi, Kentauri, Lõunaristi, Carina, Amburi tähtkujudeni.
Lõunapoolkera tähelist hajumist läbiv Linnutee on hämmastavalt ilus ja särav. Amburi, Skorpioni ja Scutum tähtkujudes on palju eredalt helendavaid tähepilvi. Just selles suunas asub meie galaktika keskpunkt. Selles samas Linnutee osas paistavad eriti selgelt silma tumedad kosmilise tolmu pilved – tumedad udukogud. Kui neid tumedaid läbipaistmatuid udukogusid poleks, oleks Linnutee Galaktika keskpunkti suunas tuhat korda heledam.
Linnuteed vaadates pole lihtne ette kujutada, et see koosneb paljudest palja silmaga eristamatutest tähtedest. Kuid inimesed said sellest juba ammu aru. Üks neist oletustest on omistatud Vana-Kreeka teadlasele ja filosoofile Demokritusele. Ta elas peaaegu kaks tuhat aastat varem kui Galileo, kes esmakordselt tõestas teleskoobivaatluste põhjal Linnutee täheloomust. Galileo kirjutas 1609. aastal oma kuulsas "Tähesõnnikus": "Pöördusin Linnutee olemuse või sisu vaatluse poole ja teleskoobi abil osutus võimalikuks muuta see meie nägemisele nii kättesaadavaks. et kõik vaidlused vaikisid iseenesest tänu selgusele ja tõenditele, et olen vabanenud pika tuulega arutelust. Tegelikult pole Linnutee midagi muud kui lugematu arv tähti, mis asuvad justkui hunnikutes, olenemata sellest, millisele alale teleskoop on suunatud, muutub nüüd nähtavaks tohutu hulk tähti, millest paljud on üsna heledad ja üsna nähtavad. , kuid nõrgemaid tähti ei saa üldse kokku lugeda.
Milline seos on Linnutee tähtedel Päikesesüsteemi ainsa tähe, meie Päikesega? Vastus on nüüd üldiselt teada. Päike on üks meie galaktika, Linnutee galaktika tähti. Millise koha hõivab Päike Linnuteel? Juba sellest, et Linnutee ümbritseb meie taevast suure ringina, on teadlased järeldanud, et Päike asub Linnutee põhitasandi lähedal.
Et saada täpsemat ettekujutust Päikese asukohast Linnuteel ja seejärel ette kujutada, milline on meie galaktika kuju kosmoses, astronoomid (V. Herschel, V. Ya. Struve jt) kasutas tähtede loendamise meetodit. Asi on selles, et taeva erinevates osades loetakse tähtede arv järjestikuses tähesuuruste intervallis. Kui eeldada, et tähtede heledused on samad, siis vaadeldava heleduse põhjal saame hinnata kaugusi tähtedeni, siis eeldades, et tähed on ruumis ühtlaselt jaotunud, arvestame tähtede arvuga, mis on sfäärilises ruumalas. mille keskpunkt on Päike.
Nende arvutuste põhjal jõuti juba 18. sajandil järeldusele meie Galaktika “lapsusest”.
Galaxy sisaldab vähemalt 150 miljardit. Tähed nagu meie päike. Galaktika keskosa lähedal on tähtede tihedus miljoneid kordi suurem kui Päikese lähedal. Galaktika pöörlemises osaledes tormab meie Päike kiirusega üle 220 km, tehes ühe pöörde iga 200–250 miljoni aasta järel. Galaktikas on keeruline struktuur ja keeruline koostis. Galaktika kaasaegne uurimine nõuab 20. sajandi tehnilisi vahendeid, kuid galaktika uurimine algas uuriva pilguga meie peade kohal ulatuvale Linnuteele.
Lisaks meie galaktikale on universumis palju teisi galaktikaid. Nende välimus on äärmiselt mitmekesine ja mõned neist on väga maalilised. Iga galaktika jaoks, hoolimata sellest, kui keeruline on selle väline muster, võite leida teise galaktika, mis on sellele väga sarnane, esmapilgul topelt. Lähemal vaatlusel ilmnevad aga alati märgatavad erinevused igas galaktikapaaris ja enamik galaktikaid on välimuselt üksteisest väga erinevad.
Kõik galaktikad on jagatud kolme põhitüüpi:
elliptilised, tähisega E;
spiraal, tähistatud S;
ebaregulaarne, tähistatud J
Elliptilised galaktikad on välimuselt kõige ilmekam galaktikate tüüp. Need näevad välja nagu siledad ellipsid või ringid, mille heledus väheneb järk-järgult keskelt äärealadele. Elliptilised galaktikad koosnevad teist tüüpi populatsioonist. Need on ehitatud punastest ja kollastest hiidtähtedest, punastest ja kollastest kääbustest ning mitmest mitte eriti suure heledusega valgetest tähtedest. Puuduvad valge-sinised superhiiglased ja hiiglased, mille rühmi oleks võimalik jälgida eredate tükkidena, mis annavad süsteemile struktuuri. Puudub tolmuaine, mis neis galaktikates, kus see esineb, tekitab tumedaid triipe, mis varjutavad tähesüsteemi kuju. Seetõttu erinevad väliselt elliptilised galaktikad üksteisest peamiselt ühe tunnuse – suurema või väiksema kokkusurumise – poolest.
Nagu selgus, väga tugevalt kokkusurutud elliptilisi galaktikaid 8, 9 ja 10 ei leidu. Enim kokkusurutud elliptilised galaktikad on E 7. Mõnel on tihendusindeks 0. Sellised galaktikad pole praktiliselt kokkusurutud.
Galaktikaparvedes asuvad elliptilised galaktikad on hiiglaslikud galaktikad, samas kui elliptilised galaktikad väljaspool klastreid on galaktikate maailmas kääbused.
Spiraalgalaktikad on üks maalilisemaid galaktikate tüüpe universumis. Spiraalgalaktikad on dünaamilise vormi näide. Nende kaunid oksad, mis kerkivad esile kesksüdamikust ja kaotavad näiliselt oma kontuuri väljaspool galaktikat, näitavad võimsat ja kiiret liikumist. Silma torkab ka spiraalsete okste kujude ja mustrite mitmekesisus.
Selliste galaktikate tuumad on alati suured, moodustades tavaliselt umbes poole galaktika enda vaadeldavast suurusest.
Tavaliselt on galaktikas kaks spiraalset haru, mis pärinevad tuuma vastandlikest punktidest, arenevad sarnaselt sümmeetriliselt ja kaovad galaktika perifeeria vastaspiirkondades.
On tõestatud, et tugevalt kokkusurutud tähesüsteem ei saa oma evolutsiooni käigus nõrgalt kokku suruda. Vastupidine üleminek on samuti võimatu. See tähendab, et elliptilised galaktikad ei saa muutuda spiraalgalaktikateks ja spiraalgalaktikad ei saa muutuda elliptilisteks. Need kaks tüüpi esindavad erinevaid evolutsiooniteed, mis on põhjustatud süsteemide erinevast kokkusurumisest. Ja erinev tihendus on tingitud süsteemide erinevast pöörlemissagedusest. Need galaktikad, mis said tekke ajal piisava tiirlemise, võtsid tugevalt kokkusurutud kuju ja neis tekkisid spiraalsed oksad. Galaktikad, mille aine pöörles pärast tekkimist vähem, osutusid vähem kokkusurutud ja arenesid elliptiliste galaktikatena.
Seal on suur hulk ebakorrapärase kujuga galaktikaid, millel puudub üldine struktuurne struktuur.
Galaktika ebakorrapärane kuju võib tuleneda sellest, et tal ei olnud aega võtta õiget kuju kas selles sisalduva aine väikese tiheduse või nooruse tõttu. On veel üks versioon: galaktika võib muutuda ebakorrapäraseks selle kuju moonutamise tõttu, mis on tingitud interaktsioonist teise galaktikaga.
Mõlemad sellised juhtumid esinevad ebaregulaarsete galaktikate seas.
Alamtüüpi J1 iseloomustab suhteliselt kõrge pinna heledus ja keeruline ebakorrapärane struktuur. Prantsuse astronoom Vaucouleurs avastas mõnes selle alatüübi galaktikas märke hävinud spiraalstruktuurist. Lisaks märkasid Vaucouleurs, et selle alatüübi galaktikad esinevad sageli paarikaupa. Võimalik on ka üksikute galaktikate olemasolu. Seda seletatakse sellega, et kohtumine mõne teise galaktikaga võis toimuda ka varem, nüüd on galaktikad eraldunud, kuid selleks, et uuesti õige kuju võtta, on neil vaja pikka aega.
Teisel alamtüübil J 2 on väga madal pinna heledus. See funktsioon eristab neid kõigist muud tüüpi galaktikatest. Selle alatüübi galaktikaid eristab ka väljendunud struktuuri puudumine.
Kui galaktika pinna heledus on normaalsete lineaarsete mõõtmetega väga madal, tähendab see, et sellel on väga madal tähetihedus ja seega ka väga madal ainetihedus.
Tasakaalulises olekus sisejõudude mõjul pöörlev vedelkeha võtab ellipsoidi kuju. Selle probleemi üldteoorias on tõestatud, et teatud tingimustel vedeliku tiheduse ja pöörlemise nurkkiiruse vahel võib ellipsoid olla nii kokkusurutud pöörlemise ellipsoid kui ka piklik triaksiaalne ellipsoid, mis meenutab sigarit või isegi. nõel.
Pikka aega eeldasid galaktikateadlased, et pöörlevad tähesüsteemid, olles jõudnud tasakaalu, peavad tingimata olema kokkusurutud pöörlemisellipsoidi kujul. Kuid 1956. aastal K.F. Ogorodnikov, olles konkreetselt kaalunud küsimust vedelate kehade tasakaalukujude teooria rakendatavuse kohta tähesüsteemidele, jõudis järeldusele, et tähesüsteemide hulgas võib olla neid, mis on võtnud pikliku kolmeteljelise ellipsoidi.
Ogorodnikov toob ka näiteid galaktikatest, millel on tõenäoliselt piklike kolmeteljeliste sigarikujuliste ellipsoidide kuju ja mis ei ole servapidi vaadeldavad kettad.
Selliseid galaktikaid iseloomustab keskosas täheldatud pakseneva tuuma puudumine.
Ogorodnikov nimetas need galaktikad nõelakujulisteks.
Galaktikad esinevad üsna sageli paarikaupa, kuid palju keerulisem on aru saada, kas vaadeldav paar on füüsiline galaktikate binaar või lihtsalt optiline paar. Topeltgalaktikas on ühe komponendi liikumine orbiidil ümber teise komponendi nii aeglane, et seda ei ole võimalik märgata isegi pärast mitmeaastast vaatlust.
Topeltgalaktikate kataloogi koostas Rootsi astronoom Holmber. Ta tuvastas kõik galaktikapaarid, mille komponentide vastastikune kaugus ei ületa kahekordset nende läbimõõtude summat.
Kataloogis oli 695 kaksikgalaktikat. Valdav enamus neist on füüsiliselt kaksikgalaktikad. Kuid võime öelda iga paari kohta eraldi: tõenäoliselt on see füüsiliselt topeltgalaktika.
Galaktikapaari võib nimetada füüsiliseks kaheks kolmel juhul:
Kui komponentidel on ühine päritolu;
Kui komponendid on dünaamiliselt seotud, s.t komponentide kineetilise ja potentsiaalse energia summa on negatiivne;
Kui komponendid asuvad ruumis üksteise lähedal.
Füüsiliselt kaksikgalaktika komponendid asuvad meist peaaegu samal kaugusel. Seetõttu on ruumi paisumisest tingitud radiaalkiirused nende jaoks samad.
Mõiste "Metagalaktika" pole täiesti selge. See moodustati analoogia põhjal tähtedega. Vaatlused näitavad, et galaktikad, nagu avatud ja kerasparvedeks rühmitatud tähed, on samuti rühmitatud erineva arvuga parverühmadesse.
Tähtede puhul on aga tuntud kõrgema järgu ühendused – tähesüsteemid (galaktikad), mida iseloomustab suurem autonoomia, s.t sõltumatus teiste kehade mõjust ja suurem isoleeritus kui täheparvedel. Eelkõige moodustavad kõik tähed, mida saab teleskoopide kaudu palja silmaga jälgida, tähesüsteemi – meie galaktika, mille arv on umbes 100 miljardit. liikmed. Galaktikate puhul sarnaseid kõrgemat järku süsteeme otseselt ei vaadelda.
Sellegipoolest on mõned põhjused eeldada, et selline süsteem, metagalaktika, on olemas, et see on suhteliselt autonoomne ja on galaktikate liit, mis on ligikaudu sama järgu galaktikate liit, mis on meie süsteemi tähtede jaoks Galaktika.
Peaksime eeldama teiste metagalaktikate olemasolu.
Metagalaktika reaalsus on tõestatud, kui on võimalik kuidagi määrata selle piirid ja tuvastada vaadeldavad objektid, mis sellesse ei kuulu.
Tulenevalt hüpoteetilisest kontseptsioonist metagalaktikast kui autonoomsest hiiglaslikust galaktikate süsteemist, mis hõlmab kõiki vaadeldavaid galaktikaid ja nende parvesid, on mõistet "metagalaktika" hakatud sagedamini kasutama universumi vaadeldava (kasutades kõiki olemasolevaid vaatlusvahendeid) osa. .
Tähtede levikut taevas uuris esmakordselt V. Herschel 18. sajandi lõpus. Tulemuseks oli fundamentaalne avastus – tähtede ja galaktika tasandi koondumise fenomen.
Umbes pooleteise sajandi pärast on saabunud aeg uurida galaktikate levikut taevas. Hubble tegi seda.
Galaktikate heledus on keskmiselt oluliselt halvem kui tähtedel. Terves taevas on mitu tuhat tähte kuni 6. tähesuuruseni ja ainult neli galaktikat kuni 6. tähesuuruseni. Kuni 13 tähte on umbes kolm miljonit ja galaktikat umbes seitsesada. Alles siis, kui võtta arvesse väga nõrku objekte, muutub galaktikate arv suureks ja hakkab lähenema sama suurusjärgu tähtede arvule.
Piisava arvu galaktikate loendamiseks peate kasutama suuri instrumente, mis suudavad tabada nõrkade objektide heledust. Kuid täiendav komplikatsioon tuleneb asjaolust, et nõrgad galaktikad ja nõrgad tähed ei erine üksteisest nii märgatavalt kui eredad tähed eredatest galaktikatest. Nõrgad galaktikad on väga väikeste näivate mõõtmetega ja neid on arvutustes lihtne tähtedega segi ajada.
Hubble kasutas Californias Mount Wilsoni observatooriumis asuvat 2,5-meetrist teleskoopi, mis hakkas tööle 1920. aastatel ja loendas galaktikaid kuni 20 näiva tähesuurusega 1283 väikesel alal üle taeva. Selle tulemusena, mida lähemal asus koht Linnuteele, seda vähem oli Hubble'i aladel galaktikate arv. Galaktika ekvaatori enda lähedal, 20 paksusel ribal, mõne erandiga galaktikaid üldse ei täheldata. Võime öelda, et Galaktika tasapind on galaktika jaoks dekontsentratsiooni tasapind ja galaktika ekvaatori lähedal asuv tsoon on vältimistsoon.
On üsna ilmne, et teised tähesüsteemid, ja neid on miljoneid, ei saa ruumis paikneda vastavalt tsoonile, mille dikteerib meie galaktika sümmeetriatasandi teatud orientatsioon, mis ise on vaid üks paljudest tähesüsteemidest. Hubble oli selge, et antud juhul ei vaadeldud galaktikate tegelikku jaotust ruumis, vaid teatud nähtavustingimustest moonutatud jaotust.
1953. aastal uuris prantsuse astronoom Vaucouleurs galaktikate levikut taevas kuni 12. tähesuuruseni, s.o. heledad galaktikad, leidis, et need on kindlasti koondunud suurringi, mis on risti galaktilise ekvaatoriga. Selle ringi ümber 12 paksune riba, mis moodustab ainult 10% taeva pinnast, sisaldab ligikaudu 23 kõigist heledatest galaktikatest. Galaktikate arv 1 ruudu kohta. aste ribas on ligikaudu 10 korda suurem kui vahemikust väljaspool asuvates piirkondades. Teadusel on juba sarnane kogemus, kui Herschel, olles avastanud tähtede kontsentratsiooni galaktilises tasapinnas, tegi kindlaks meie tähesüsteemi olemasolu ja tegi kindlaks, et see on lame. Vaucouleurs jõudis ka järeldusele, et eksisteerib hiiglaslik lamedate galaktikate süsteem ja nimetas seda galaktikate supersüsteemiks.
Galaktikate supersüsteemi tähtsus universumi üldise struktuuri jaoks on suur. Supersüsteem on oma mõõtmetelt oluliselt suurem kui galaktikaparved. Selle koostisesse kuuluvate galaktikate arvu ei arvutata mitte tuhandetes, nagu suurtes parvedes, vaid paljudes kümnetes tuhandetes, võib-olla ulatudes saja tuhandeni.
Supersüsteemi läbimõõduks võib hinnata 30 M ps. Galaktika on oma keskpunktist kaugel ja üldiselt serva lähedal. Selle kaugus supersüsteemi välispiirist on 2-4 M ps. Supersüsteemi kese asub Neitsi galaktikate parves ja seda parve ennast võib pidada supersüsteemi tuumaks.
Mitte ainult galaktikate optiline kiirgus ei näita koondumist galaktikate supersüsteemi tasandi suunas. Ka üldine taevast lähtuv raadiokiirgus näitab selget koondumist samale tasapinnale. Kuna taevast lähtuvat raadiokiirgust põhjustavad suures osas galaktikad, võib seda pidada kinnituseks galaktikate supersüsteemi tegelikkusele.
Erinevalt Päikesesüsteemi planeetidest on kaugus teistest galaktikatest väga suur, seega muutub ajafaktor ülioluliseks.
Kosmoseraketi kiirust erinevatel teelõikudel piirab maksimaalne kiirendus, mida reisijad suudavad pikka aega taluda. Lisaks ei saa raketi kiirus ulatuda valguse kiiruseni.
Kui rakett liigub pideva 10 ms kiirendusega, tunnevad reisijad end suurepäraselt. Kaaluta olekut ei teki, reisijad kogevad täpselt samu füüsilisi aistinguid nagu Maal. Seda seletatakse asjaoluga, et ka gravitatsioonikiirendus Maal võrdub 10 ms (täpsemalt 9,81 ms).
Kuid lennu kestuse vähendamiseks on vaja suuremat kiirust ja seega ka suuremat kiirendust.
Terved inimesed taluvad 20 ms pidevat kiirendust rahuldavalt pikka aega. Reisija tunneks end samamoodi nagu planeedi pinnal, millel gravitatsioonikiirendus ja seega ka gravitatsioonijõud on kaks korda suurem kui Maal. Tavakaalule lisanduv lisakoormus jaotub ühtlaselt üle kogu inimkeha.
Seega võime eeldada pidevat kiirendust 20 ms. Sellise kiirendusega tohututel vahemaadel võib kiirus ulatuda väga kõrgete väärtusteni.
Mida suurem on kütusega raketi massi ja ilma kütuseta raketi massi suhe, seda suurem on saavutatud raketi kiirus.
Kuni väga suurte kiiruste saavutamiseni ja klassikalise mehaanika kasutamiseni on konstantne tõukejõu ja raketi massi suhe 20 ms võrdne raketi kiirendusega.
Kiirus 55,2 km saavutatakse 2760 sekundiga, kui läbitud vahemaa on 76 000 km. Pärast seda vahemaad saab kütus otsa ja raketiseade lakkab töötamast.
Seega ei saa praegu astronautikas kasutatavat meetodit raketile keemilise kütuse põletamise abil tõukejõu andmiseks kasutada tähtede ja galaktikate poole lendamiseks. See sobib ainult päikesesüsteemis. On vaja leida reaktiivtõukejõu tekitamise meetod, mille puhul eralduvate osakeste kiirus oleks palju suurem kui tänapäevastel rakettidel. See kiirus peab olema võrreldav valguse kiirusega või isegi sellega võrdne. Sellise raketi idee pakuti välja juba ammu. Raketist välja pääsevate osakeste rolli peaksid täitma valgusosakesed - footonid ja rakett liigub vastupidises suunas. Kiirgusallikaks võivad olla tuumareaktsioonid ja muud protsessid, mille käigus vabaneb elektromagnetiline energia.
Raskused on seotud vajadusega saada võimas footonivoog seadme suhteliselt väikese kaaluga. Lisaks on vaja seadet kaitsta kõrgete temperatuuride hävitava mõju eest. Sellist energiaallikat pole veel loodud, aga ilmselt luuakse.
Kuid hoolimata sellest, kui suured on inimese saavutused, võimaldab isegi väga suure alg- ja lõppmassi suhtega footonraketi kasutamine tulevikus lennata vaid mõne lähima tähe juurde. Teistesse galaktikatesse jõudmine pole inimestel kunagi võimalik. Ja sellepärast tunduvad tähed inimestele midagi salapärast, vapustavat, imelist. Ja ilmselt pole inimest, kes neid ei imetleks, kes staare ei armastaks.
Bibliograafia
Arzumanjan “Taevas. Tähed. Universum” M. 1987
Vorontsov B.A. “Esseesid universumist” M. 1976
Siegel F.Yu. “Tähistaeva aarded” M. 1976
Klimishin I.A. “Meie päevade astronoomia” M. 1980
Agekyan T.A. "Tähed. Galaktikad. Metagalaktikad” M. 1982
Chikhevsky A.A. "Päikesetormide maapealne kaja" M. 1976.
Selle töö ettevalmistamiseks kasutati materjale saidilt http://referat2000.bizforum.ru/
Tähtede jaotusel Galaktikas on kaks eristavat tunnust: esiteks väga suur tähtede kontsentratsioon galaktilises tasapinnas ja teiseks suur kontsentratsioon Galaktika keskmes. Seega, kui Päikese läheduses, kettas, on 16 kuupparseki kohta üks täht, siis Galaktika keskmes on ühes kuupparsekis 10 000 tähte. Lisaks tähtede suurenenud kontsentratsioonile on Galaktika tasapinnas suurenenud ka tolmu ja gaasi kontsentratsioon.
Galaxy mõõtmed:
- Galaxy ketta läbimõõt on umbes 30 kpc (100 000 valgusaastat),
– paksus – umbes 1000 valgusaastat.
Päike asub galaktika tuumast väga kaugel - 8 kpc (umbes 26 000 valgusaasta) kaugusel.
Galaktika kese asub Amburi tähtkujus suunas? = 17h46,1m, ? = –28°51′.
Galaktika koosneb kettast, halost ja kroonist. Galaktika keskmist, kõige kompaktsemat piirkonda nimetatakse tuumaks. Südamikus on suur tähtede kontsentratsioon, igas kuupparsekis on tuhandeid tähti. Kui elaksime Galaktika tuuma lähedal asuva tähe lähedal planeedil, oleks taevas näha kümneid tähti, mis on heleduse poolest võrreldavad Kuuga. Arvatakse, et galaktika keskel eksisteerib massiivne must auk. Peaaegu kogu tähtedevahelise keskkonna molekulaaraine on koondunud galaktilise ketta rõngakujulisse piirkonda (3–7 kpc); see sisaldab kõige rohkem pulsareid, supernoova jäänuseid ja infrapunakiirguse allikaid. Galaktika keskpiirkondade nähtav kiirgus on meie eest täielikult peidetud paksude neelavate ainekihtidega.
Galaktika sisaldab kahte peamist alamsüsteemi (kaks komponenti), mis paiknevad üksteise sees ja on gravitatsiooniliselt üksteisega ühendatud. Esimest nimetatakse sfääriliseks - haloks, selle tähed on koondunud galaktika keskme poole ja galaktika keskmes kõrgel asuva aine tihedus langeb sellest kaugenedes üsna kiiresti. Halo keskmist, tihedaimat osa Galaktika keskpunktist mitme tuhande valgusaasta kaugusel nimetatakse kühmuks. Teine alamsüsteem on massiivne täheketas. See näeb välja nagu kaks servadest volditud plaati. Tähtede kontsentratsioon kettal on palju suurem kui halos. Ketta sees olevad tähed liiguvad ringikujulistel trajektooridel ümber Galaktika keskpunkti. Päike asub tähekettas spiraalharude vahel.
Galaktika ketta tähti nimetati I populatsioonitüübiks, halo tähti II populatsioonitüübiks. Ketas, Galaktika lame komponent, sisaldab varajase spektritüübi O ja B tähti, avatud parvede tähti ja tumedaid tolmuseid udukogusid. Halod, vastupidi, koosnevad objektidest, mis tekkisid Galaktika evolutsiooni algfaasis: kerasparvede tähed, RR Lyrae tüüpi tähed. Lameda komponendiga tähti eristab võrreldes sfäärilise komponendiga tähtedega suurem raskete elementide sisaldus. Sfäärilise komponendi populatsiooni vanus ületab 12 miljardit aastat. Tavaliselt peetakse seda Galaxy enda vanuseks.
Võrreldes haloga pöörleb ketas märgatavalt kiiremini. Ketta pöörlemiskiirus ei ole keskpunktist erinevatel kaugustel ühesugune. Ketta massiks hinnatakse 150 miljardit M. Ketas sisaldab spiraalseid oksi (hülsi). Noored tähed ja tähetekke keskused paiknevad peamiselt piki käsivarsi.
Ketas ja seda ümbritsev halo on põimitud koroonasse. Praegu arvatakse, et Galaxy koroona suurus on 10 korda suurem kui ketta suurus.