Struktura i struktura galaktyki. Struktura Galaktyki

Nasza Galaktyka składa się głównie z gwiazd, gazu międzygwiazdowego i promieni kosmicznych. Wszystko to jest połączone polami i polami magnetycznymi. Zawiera także fale radiowe, światło, promieniowanie rentgenowskie i gamma - promieniowanie elektromagnetyczne, które odgrywa znaczącą rolę w życiu każdej pojedynczej gwiazdy, ale jest nieistotne dla układu jako całości. 90-95 procent materii w Galaktyce gromadzi się w gwiazdach, a reszta to głównie gaz.

Populacja gwiazd (termin ten jest oficjalnie przyjęty w astronomii) dzieli się na dwa typy. Młode gwiazdy (a jest ich znaczna większość) tworzące populację typu 1 prawie wszystkie są skupione w ogromnym, cienkim dysku w płaszczyźnie centralnej Galaktyki. Średnica tego dysku wynosi około stu tysięcy lat świetlnych, czyli około miliarda miliardów kilometrów, a grubość wynosi tylko dwa do trzech tysięcy lat świetlnych. Populacja typu II tworzy pewną sferę. A im bliżej centrum Galaktyki, tym więcej jest takich gwiazd. Gwiazdy tej populacji są starsze.

Galaxy kształtem bardziej przypomina piłę tarczową niż dysk sportowy do rzucania. Ty i ja żyjemy w odległości 30 000 lat świetlnych od centrum, gdzieś na obrzeżach dysku, ale blisko jego płaszczyzny centralnej.

Tak więc z profilu Galaktyka wygląda jak płaski dysk z kulistym zgrubieniem w środku. Widok całej twarzy jest trudniejszy.

Mgławice gazowe Galaktyki zebrane są w świecące paski (rękawy), skręcone w spirale. znajduje się w pobliżu krawędzi ramienia, które otrzymało nazwę Solnechny (w przeciwnym razie nazywa się je ramieniem Swan-Kel). W odległości 9 000 lat świetlnych od Słońca, w kierunku krawędzi Galaktyki, można dostrzec cechy Ramienia Perseusza. 4000 lat świetlnych bliżej centrum widoczne jest Ramię Strzelca.

Nie da się zobaczyć tego, co jest jeszcze bliżej centrum i tego, co znajduje się za nim, gdyż przeszkadzają „czarne worki” kosmicznego pyłu.

To prawda, że pewne rzeczy stały się jaśniejsze wraz z rozwojem radioastronomii. W przypadku fal radiowych pył kosmiczny okazał się dość przezroczysty. Neutralny wodór intensywnie emituje decymetrowe fale radiowe. Na podstawie tego promieniowania ustalono, że w przestrzeni pomiędzy ramionami przypada jeden atom wodoru na 5 centymetrów sześciennych, a w ramionach średnia gęstość gazu jest pięciokrotnie większa.

Obserwacje radiowe przekonały astronomów, że nasz wielki dom gwiezdny składa się z 10-14 spiralnych pięter. Wiemy już jak to wygląda w planie i przekroju. Tylko jedno jest niejasne… dlaczego nie rozpadło się dawno temu.

Spirale powinny się rozmazać

Galaktyka ma bardzo złożony kształt i obraca się wokół swojego środka masy. Spiralne ramiona galaktyczne są zakrzywione. I nie losowo, ale według ścisłego wzoru matematycznego spirali logarytmicznej. Gałęzie wielu innych galaktyk spiralnych również są zakrzywione – oczywiście kształt ten jest stabilny. W każdym razie istnieje tak długo, jak nasz Układ Słoneczny (czyli około 5-6 miliardów lat). Jest jednak bardzo prawdopodobne, że spirale Galaktyki istniały przed powstaniem naszego Słońca. Ale tu zaczyna się to, co niezrozumiałe.

Rozsądnie jest założyć, że każda gwiazda, każda cząsteczka gazu lub pyłek obraca się wokół środka ciężkości Galaktyki całkowicie niezależnie od innych. I według tych samych praw, według których sztuczne satelity poruszają się po Ziemi. Ale wtedy te masy materii galaktycznej, które znajdują się bliżej centrum Galaktyki, powinny dokonać pełnego obrotu znacznie szybciej niż odległe. Okazuje się, że zanim nasze Słońce zdążyłoby dokończyć jeden obrót (potrzebowałoby na to „tylko” 200 milionów lat), wyprzedziliby je jedynie „mieszkańcy” Galaktyki, ci bliżej centrum, a gwiazdy daleko od centrum, nagromadzony kurz itp. byłby opóźniony. Oznacza to, że ramiona Galaktyki pokryłyby się ciągłym dyskiem lub rozpadłyby się na koncentryczne pierścienie, jak np. Do niedawna żaden astronom nie mógł zrozumieć, dlaczego tak się nie dzieje.

Stabilność ramion galaktycznych wydawała się tajemnicza i zaskakująca. Jeszcze gorsza sytuacja jest w centrum Galaktyki, gdzie gęstość gazu jest znacznie większa niż w ramionach. Gaz ten najwyraźniej „przepływa” do rękawów. Sama gałąź spiralna najbliższa centrum powinna rocznie unosić z centrum galaktyki ilość gazu równą masie Słońca. Według słynnego holenderskiego astronoma Oorta, w ciągu zaledwie trzydziestu milionów lat ta gałąź powinna była „wypompować” cały gaz z dysku o promieniu do 9 tysięcy lat świetlnych. Za szybko!

Długie istnienie jądra można wytłumaczyć napływem skądś do niego nowych porcji gazu. Ale tego jeszcze nikt nie odkrył.

Astronomowie znaleźli się w dziwnej sytuacji: po wielu pracach udało im się ustalić skład i strukturę naszej Galaktyki, a potem zobaczyli, że taka struktura wydaje się nie być zachowana przez długi czas.

Po raz pierwszy rozsądną próbę wyjaśnienia stałości kształtu Galaktyki podjął profesor G. Richter z Niemiec.

Galaktyka jest „rzeźbiona” przez falę uderzeniową

Pierwszy krok Richtera: dokładnie przestudiował rozkład obojętnego wodoru w Galaktyce. I zauważył nowy nieoczekiwany fakt: gęstość gazu w ramionach jest nierówna. W niektórych obszarach radioteleskop wykrył maksima promieniowania, po których nastąpiły minima. Odpowiada to oczywiście kondensacji i rozrzedzeniu gazu międzygwiazdowego.

Kondensacje i rozrzedzenia! Ale jak i dlaczego się pojawiły? W książeczce dla dzieci o fizyce jest obrazek: dzwonek, obok ucho, pomiędzy nimi, czasem gęściej, czasem rzadziej, są kreski. To ilustruje naturę fali dźwiękowej. Oscylacja dzwonu ściska sąsiednią warstwę powietrza, która elastycznie rozszerzając się, ściska sąsiednią warstwę itp. W ten sposób przez powietrze przepływa fala, polegająca na ściskaniu i rozrzedzaniu.

Kondensacje i rozrzedzenia wzdłuż ramion Galaktyki mogłyby powstać, gdyby w gazie międzygwiazdowym przepływała jakaś fala. Przed Richterem nikt nie myślał o falowej naturze spiral galaktycznych. Tymczasem...

Bez względu na to, jak rozrzedzony jest gaz międzygwiazdowy, bez względu na to, jak duże są odległości między jego atomami, bez względu na to, jak rzadkie są między nimi zderzenia, nadal pozostaje on gazem podlegającym zwykłym prawom gazowym. A w tym międzygwiazdowym gazie fale dźwiękowe przemieszczają się z prędkością około kilometra na sekundę – tylko trzy razy szybciej niż w powietrzu, które jest tryliony razy gęstsze. Ale Richter nie odkrył fal dźwiękowych w gazie międzygwiazdowym.

Podczas wibracji dźwięku cząsteczki przemieszczają się, pozostając „przywiązane” do swojego miejsca. Coś innego dzieje się, gdy pojawiają się fale uderzeniowe lub podmuchowe, poruszające się z prędkością ponaddźwiękową. Jest to również przemiana kondensacji i rozrzedzenia. Ale podczas fali uderzeniowej sprężona masa gazu porusza się – i to z ogromną prędkością.

Migawka fali uderzeniowej przypominałaby migawkę pocisku przecinającego powietrze. A w swoim działaniu fala uderzeniowa przypomina pocisk: z przodu giętki gaz, którego obecności zwykle nawet nie zauważamy, zostaje ściśnięty, staje się jakby solidny i nie każda przeszkoda jest w stanie mu się oprzeć. Zarówno samolot naddźwiękowy, jak i eksplozja dynamitu powodują falę uderzeniową w powietrzu. Fale uderzeniowe powstają także w gazie międzygwiazdowym.

Hipoteza profesora Richtera

Wyjaśnijmy tajemnicę stabilności naszego gwiaździstego domu na konkretnym przykładzie. W odległości 10 tysięcy lat świetlnych od centrum Galaktyki, niemal w połowie drogi od jej centrum do Słońca, znajduje się ramię spiralne, które nienormalnie szybko oddala się od centrum – z prędkością 53 kilometrów na sekundę. Po drugiej stronie centrum znaleziono gałąź uciekającą jeszcze szybciej. Pozostałe gałęzie również oddalają się od centrum, ale znacznie wolniej.

Zwróćmy także uwagę na inny fakt: oba ramiona zbiegów wraz z całą Galaktyką obracają się wokół centrum, ale znacznie wolniej, niż jest to wymagane do utrzymania integralności Galaktyki. W stabilnych, nierozpadających się układach, gdy się obracają, odśrodkowa siła bezwładności musi być zrównoważona siłą grawitacji – siłą, z jaką ciała są przyciągane do środka masy. Ale im wyższa prędkość obrotowa, tym większa siła odśrodkowa. Jeśli prędkość obrotowa jest mniejsza niż to konieczne, ciało opada w stronę środka, jeśli jest większa, oddala się od niego. Prędkość obrotowa odległych gałęzi jest zauważalnie mniejsza niż wymagana do zrównoważenia siły odśrodkowej i przyciągania. Jednak gałęzie nie tylko opadają w kierunku centrum galaktyki, ale wręcz przeciwnie, odlatują. Dlaczego?

Centrum galaktyki

Richter odkrył przyczynę w tajemniczym centrum Galaktyki. Koncentracja gwiazd jest tam tysiąc razy większa niż w pobliżu Słońca. W samym centrum Galaktyki znajduje się potężne źródło emisji radiowej Strzelec A – coś w rodzaju kuli o średnicy aż 500 lat świetlnych. Jest osadzona w szybko wirującym dysku gazu z ostrą zewnętrzną granicą, oddaloną o 2500 lat świetlnych od centrum. Ten cienki dysk gazu obraca się tak, jak obracałoby się ciało stałe, a nie niewyraźna chmura gazu.

Na pierwszy rzut oka jest to dziwne. Jak gaz może zamienić się w ciało stałe? Wyjaśnienie jest następujące: liniowa prędkość obrotu krawędzi dysku (są ostro zarysowane) wynosi około 260 kilometrów na sekundę i przy tej prędkości masa gazu porusza się jak w solidnych ścianach. (Skacząc do wody z wysokiej wieży, możesz zobaczyć, jak twarde staje się giętkie, miękkie medium, jeśli poruszasz się w nim zbyt szybko.)

Teraz, pamiętając to, co powiedziano powyżej o możliwości istnienia fal uderzeniowych w gazie galaktycznym, możemy łatwo zrozumieć istotę idei Richtera.

Niech w zewnętrznej „ścianie” gazu lub w nim samym pojawi się niewielka niejednorodność. Zaburzywszy równowagę rotacji, rozwija się szybko, aż w końcu część substancji z ogromną prędkością ucieknie do otaczającej przestrzeni. Uciekający skrzep zadaje kolosalny cios środowisku zewnętrznemu. W gazie międzygwiazdowym wzbudzana jest potężna fala uderzeniowa. Rozprzestrzeni się od centralnego rdzenia do obrzeży Galaktyki.

Według profesora Richtera początkowa prędkość fali uderzeniowej wynosi około 60 kilometrów na sekundę. Przy tej prędkości porusza się w gazie międzygwiazdowym, dokładnie wewnątrz „solidnej tuby” (ponieważ dysk, z którego powstał, obraca się wewnątrz „solidnych ścian”). Jednak w miarę oddalania się od środka prędkość fali uderzeniowej maleje z powodu oporu ośrodka międzygwiazdowego i wpływów grawitacyjnych, a jej droga się zakrzywia. W końcu fala rozprasza się. Ale wszystko to trwa miliardy lat, ponieważ trajektorie fal, ścieżki ich propagacji w gazie są bardzo stabilne.

Staje się również jasne, dlaczego centralny dysk galaktyczny nie został jeszcze wyczerpany. Podczas fali uderzeniowej po kondensacji następuje rozrzedzenie, a część substancji wraca na swoje pierwotne miejsce.

Zatem według Richtera ramiona spiralne Galaktyki to nic innego jak fale uderzeniowe powstające od czasu do czasu w jej centrum. Średnica kosmicznych fal uderzeniowych jest ogromna – mierzona w milionach kwadratowych lat świetlnych. Na podstawie położenia kondensacji i rozrzedzeń w ramionach Richter oszacował odstępy między dwiema kolejnymi falami uderzeniowymi na 300–400 milionów lat. Ostatnia fala uderzeniowa miała miejsce około 60 milionów lat temu.

Jak widać, nasz gwiezdny dom zyskuje nowy wygląd - zamiast luźnej, niewyraźnej formacji wygląda jak szybko obracający się wierzchołek gazu gwiazdowego, penetrowany przez gigantyczne fale, które go utrzymują i nadają mu złożoną, subtelną dynamiczną strukturę.

Fale, gwiazdy, życie

W dzisiejszych czasach naukowcy często nie ograniczają się do uzasadnionych wniosków, ale pozwalają sobie również na półfantastyczne założenia. To, czy domysły się potwierdzą, czy nie, nie wpłynie na istotę głównej hipotezy, ale odważne porównania i analogie mogą stać się impulsem do ciekawych przemyśleń.

Ciekawie jest zapoznać się z przemyśleniami profesora Richtera na temat przyczyn…

Jakie hipotezy zostały zaproponowane, aby wyjaśnić zniknięcie tych potworów, po czym ssaki stały się panami Ziemi 60 milionów lat temu. Próbowali wyjaśnić tę rewolucję biologiczną kosmicznymi katastrofami, epidemiami, zimnymi uderzeniami związanymi z ruchem biegunów planety i niektórymi dotychczas niewyjaśnionymi procesami zachodzącymi na Słońcu.

Richter zauważył, że pojawienie się ostatniej fali uderzeniowej w gazie międzygwiazdowym zbiegło się w czasie ze śmiercią dinozaurów. Powiązał także inne ostre zakręty w historii życia na Ziemi z przerwami między kosmicznymi falami uderzeniowymi. I doszedł do wniosku, że fale uderzeniowe, które „uderzyły” w Układ Słoneczny, mogą mieć znaczący wpływ na wszystkie formy życia. To prawda, że Richter nie mógł nic powiedzieć o konkretnym mechanizmie takiego hipotetycznego wpływu.

A oto kolejna, także na wpół fikcyjna hipoteza. Dotyczy problemu „na większą skalę” – problemu narodzin gwiazd.

Na froncie fali uderzeniowej gęstość gazu powinna przez pewien czas wzrosnąć setki i tysiące razy. W rezultacie, zauważa Richter, powstają warunki sprzyjające kondensacji materii w gęste ciała kosmiczne.

Stosunkowo łatwo jest sobie wyobrazić, jak materia rozprasza się w przestrzeni: gaz ma tendencję do zajmowania możliwie większej objętości, a jego cząsteczki rozpraszają się we wszystkich kierunkach. Ponadto chmura gazu, jeśli wewnętrzne siły grawitacyjne w niej nie będą wystarczająco silne, zostanie rozerwana przez siłę przyciągania w kierunku centrum Galaktyki.

Jeśli jednak fala uderzeniowa spowoduje kurczenie się chmury, siły grawitacyjne w jej wnętrzu powinny gwałtownie wzrosnąć. Siły te będą w stanie utrzymać cząsteczki razem, co umożliwi zagęszczenie chmury i przekształcenie jej w gwiazdę.

Oczywiście jest to tylko hipoteza i na razie na wpół fikcyjna, ale dla astronomów wygląda bardzo kusząco.

W naszym domu gwiazdowym wszystko jest ze sobą powiązane. A jeśli fundamenty się zatrzęsą, jeśli w jądrze Galaktyki narodzi się fala uderzeniowa, wówczas populacja wszystkich jej pięter, zarówno gwiezdnych, jak i żywych, nie będzie mogła tego nie poczuć.

Metodyka prowadzenia 1 lekcji
„Nasza Galaktyka”

Cel: opracowanie koncepcji naszej Galaktyki.

Cele kształcenia:

Kształcenie ogólne - kształtowanie pojęć astronomicznych:

1) o galaktykach jako o jednym z głównych typów układów kosmicznych na przykładzie uwzględnienia natury fizycznej i głównych cech naszej Galaktyki:
- główne cechy fizyczne naszej Galaktyki (masa, rozmiar, kształt, jasność, wiek, tworzące ją obiekty kosmiczne i ich liczba);
- struktura Galaktyki i główne typy populacji galaktycznej.
2) o ośrodku międzygwiazdowym, jego składnikach gazowych i pyłowych oraz promieniach kosmicznych.
3) o związku pomiędzy ewolucją środowiska kosmicznego w Galaktyce a ewolucją gwiazd.

Edukacyjny:

1) Kształtowanie światopoglądu naukowego studentów:
- w trakcie zapoznawania się z historią badań i naturą Galaktyki oraz jej głównymi cechami fizycznymi, budową i składem;
- opiera się na ujawnianiu zasad filozoficznych dotyczących materialnej jedności i poznawalności świata przy prezentacji materiału astronomicznego na temat natury Galaktyki;
2) Wykształcenie politechniczne i szkolenie zawodowe w zakresie powtarzania i pogłębiania wiedzy na temat metod i narzędzi stosowanych do badania Galaktyki (analiza widmowa, radioastronomia (radioteskopy), astronomia IR itp.).
Rozwojowy: rozwijanie umiejętności analizy informacji, wyjaśniania właściwości układów kosmicznych w oparciu o najważniejsze teorie fizyczne, stosowania uogólnionego planu badania obiektów kosmicznych i wyciągania wniosków.

Uczniowie muszą wiedzieć: główne cechy koncepcji „galaktyki” jako odrębnego rodzaju układów kosmicznych oraz główne cechy fizyczne, struktura i skład naszej Galaktyki.

Uczniowie muszą móc: analizuj i systematyzuj materiały edukacyjne, stosuj uogólniony plan badania obiektów kosmicznych, wyciągaj wnioski.

Pomoce wizualne i demonstracje:

- zdjęcia, schemat I rysunki galaktyki spiralne podobne do naszej Galaktyki; Droga Mleczna, gromady otwarte i kuliste; struktury naszej Galaktyki;
- folie z serii slajdów „Ilustrowana astronomia: „Gwiazdy i galaktyki”, „Galaktyki, ewolucja wszechświata”;
- taśmy filmowe I fragmenty taśm filmowych: "Rozwój idei o Wszechświecie"; „Galaktyki”; „Struktura Wszechświata”;
- fragmenty film"Wszechświat";
- stoły: "Radioastronomia"; „Gromady gwiazd, mgławice, Galaktyka”; "Droga Mleczna"; „Galaktyki”;
- pomoce wizualne i OSP: mapy ścienne i ruchome gwiazdy.

Plan lekcji

Kroki lekcji		Metody prezentacji	Czas, min
	Powtarzanie i aktualizacja wiedzy astronomicznej	Badanie frontalne, rozmowa
	Prezentacja nowego materiału: 1. Podstawowe cechy fizyczne Słońca. 2. Struktura Galaktyki; główne grupy jego populacji. 3. Ewolucja środowiska kosmicznego w Galaktyce	Wykład, rozmowa, historia nauczyciela	20-25
	Konsolidacja badanego materiału. Rozwiązywanie problemów	Praca przy tablicy, rozwiązywanie problemów w notatniku	10-12
	Podsumowanie lekcji. Praca domowa

Praca domowa: na podstawie podręczników:

-licencjat Woroncowa-Wielyaminowa: studium §§ 27, 28; pytania do akapitów.
-EP Lewitan: studium § 28; pytania do akapitu.
- AV Zasova, E.V. Kononowicz: studium §§ 28-30; pytania do akapitów; były. 28,4, 29,4 (4)

Metodologia lekcji:

Nauczyciel ogłasza uczniom cel i zadania tej lekcji: badanie naszej Galaktyki. „Przednaukowa” wiedza o naturze naszej Galaktyki i innych galaktyk jest aktualizowana, a materiał o układach kosmicznych (gwiazdowych) jest powtarzany. Studentom zadawane są pytania:

1. Co to jest system kosmiczny? Jakie znasz systemy kosmiczne? Jakie mają cechy i właściwości?
2. Według jakich kryteriów klasyfikowane są znane Państwu systemy kosmiczne?
3. Czym jest galaktyka? Czy słowa „Galaktyka” i „Droga Mleczna” są synonimami?
4. Co wiesz o naszej Galaktyce? Jakie są jego wymiary? Formularz? Jakie obiekty kosmiczne się w nim znajdują?
5. Czy we Wszechświecie są inne galaktyki? Co o nich wiesz?

Podając informacje o głównych cechach fizycznych Galaktyki, należy zwrócić uwagę uczniów na trudności w jej badaniu, wynikające z faktu, że obserwujemy Galaktykę „od środka”. W podręczniku zaleca się zastosować analogię, zadając uczniom pytanie: jak łatwiej i dokładniej sporządzić plan swojego miasta: z obserwacji z okna własnego domu czy ze zdjęć lotniczych? Należy wyjaśnić uczniom, w jaki sposób główne szczegóły budowy Galaktyki (dysk galaktyczny, jądro) są obserwowane na gwiaździstym niebie Ziemi. Budowę Galaktyki można przedstawić za pomocą odpowiedniej tabeli (oszczędza to czas nauczania), jednak dla lepszego przyswojenia materiału przez uczniów lepiej jest odtworzyć go krok po kroku z odpowiednimi objaśnieniami na tablicy (a uczniowie przerysowują ich zeszyty). Wskazane jest podawanie ilościowych cech Galaktyki zarówno w formie liczbowej, jak i w porównaniu z rozmiarami znanych im obiektów.

Uczniowie powinni zrozumieć, że Galaktyka jest związany grawitacyjnie układ kosmiczny: w jego istnieniu decydującą rolę odgrywają siły grawitacyjne, które wraz z siłami bezwładności i siłami natury elektromagnetycznej decydują o budowie i podstawowych właściwościach Galaktyki.

Nasza Galaktyka

Nasz Galaktyka- układ spiralny o masie od 2× 10 11 M¤ do 8,5-11,5× 10 11 M¤ (2,3× 10 42 kg), promieniu około 1,5-2× 10 4 szt. i jasności 2-4 × 10 10 L¤ . Galaktyka składa się ze 150-200 miliardów gwiazd i wielu innych obiektów kosmicznych: ponad 6000 galaktycznych obłoków molekularnych zawierających do 50% gazu międzygwiazdowego, mgławice, ciała planetarne i ich układy, gwiazdy neutronowe, białe i brązowe karły, czarne dziury, pył kosmiczny i gaz. Dysk Galaktyki przenika wielkoskalowe pole magnetyczne, które wychwytuje cząstki promieniowania kosmicznego i zmusza je do poruszania się wzdłuż linii magnetycznych po spiralnych trajektoriach. 85-95% masy Galaktyki koncentruje się w gwiazdach, 5-15% w międzygwiazdowym rozproszonym gazie. Udział masowy ciężkich pierwiastków w składzie chemicznym Galaktyki wynosi 2%. Wiek Galaktyki wynosi 14,4 ± 1,3 miliarda lat. Większość gwiazd w Galaktyce powstała ponad 9 miliardów lat temu.

Główną część gwiazd tworzących Galaktykę obserwuje się z Ziemi jako białawy, słabo świecący pasek o nieregularnym zarysie otaczający całe niebo - droga Mleczna, w którym zlewa się blask miliardów słabo świecących gwiazd.

Naszą Galaktykę obserwujemy od środka, co utrudnia określenie jej kształtu, budowy i niektórych cech fizycznych. Tylko 10 9 gwiazd jest dostępnych do obserwacji teleskopowych – aż do 1% wszystkich gwiazd w Galaktyce.

Jądro Galaktyki obserwuje się w gwiazdozbiorze Strzelca (a = 17 h 38 m, d = -30њ), zajmując część konstelacji Tarczy, Skorpiona i Wężownika. Jądro jest całkowicie ukryte za potężnymi ciemnymi obłokami gazu i pyłu (GDC) o łącznej masie 3 × 10 8 M¤, 700 szt. od centrum Galaktyki, pochłaniającymi promieniowanie widzialne, ale przepuszczającymi promieniowanie radiowe i podczerwone. W przypadku ich braku jądro galaktyczne byłoby najjaśniejszym ciałem niebieskim po Słońcu i Księżycu.

W środku rdzenia następuje kondensacja - rdzeń Tylko 400 ul. lata od centrum, w głębi mgławicy gazowo-pyłowej Strzelec A o masie 10 5 M¤, ukryta jest czarna dziura o masie około 4,6 × 10 6 M¤. W samym centrum, w obszarze o wymiarach mniejszych niż 1 szt. i masie 5 × 10 6 M¤, znajduje się prawdopodobnie bardzo gęsta gromada niebieskich nadolbrzymów (do 50 000 gwiazd).

Ryż. 67. Budowa naszej Galaktyki:

1 - Kern
2 - Rdzeń Galaktyki
3 - Wybrzuszenie („wzdęcie”): kulista populacja centrum galaktyki
4 - Bar – galaktyczny „skoczek”.
5 - Podsystem młodego mieszkania (gwiazdy klas O, B, asocjacje)
6 - Stary podsystem płaski (gwiazdy klasy A)
7 - Dysk Galaktyki (gwiazdy ciągu głównego, nowe, czerwone olbrzymy, mgławice planetarne)
8 - Pośredni składnik sferyczny (stare gwiazdy, zmienne długookresowe)
9 - Ramiona spiralne (rozproszone mgławice gazowo-pyłowe, młode gwiazdy klas O, B, A, F)
10 - Strefy koncentracji GMO w pobliżu rdzenia (9A) i w „pierścieniu molekularnym” (9B)
11 - Najstarszy podukład sferyczny (halo) (gromady kuliste, cefeidy krótkookresowe, podkarły)
12 - Gromady kuliste
13 - Układ Słoneczny
14 - Korona gazowa Galaktyki.

Nasza Galaktyka ma most - bar, z którego końców, 4 tysiące parseków od centrum Galaktyki, zaczynają się skręcać 3 ramiona spiralne; w pobliżu jednego z nich - ramienia (gałęzi) Oriona znajduje się Układ Słoneczny. Drugą - gałąź Perseusza - obserwuje się w kierunku od centrum Galaktyki w odległości 1,5-2,4 kpc od Słońca. Trzecia gałąź Strzelca znajduje się w kierunku centrum Galaktyki, w odległości 1,2-1,8 kpc od Słońca.

Galaktyka ma złożony, zróżnicowany wzór rotacji wokół własnej osi (ryc. 68). Własne prędkości gwiazd w jądrze sięgają 1000-1500 km/s. Prędkość obrotu ramion galaktycznych jest mniejsza niż prędkość ruchu poszczególnych gwiazd w tej samej odległości od centrum Galaktyki.

Układ Słoneczny znajduje się w pobliżu płaszczyzny równikowej Galaktyki, w odległości 34 000 lat świetlnych. lat od jej centrum (w odległości, w której zbiegają się prędkość obrotu Galaktyki i ruch jej ramion spiralnych). Z analizy ruchów własnych 300 000 gwiazd poprzez przesunięcie linii w widmach pod wpływem efektu Dopplera ustalono, że Układ Słoneczny porusza się względem najbliższych gwiazd z prędkością 20 km/s w kierunku gwiazdozbiór Herkulesa i wraz z nimi obraca się wokół centrum Galaktyki z prędkością 250 km/s w kierunku gwiazdozbiorów Łabędzia i Cefeusza. Punkt na sferze niebieskiej, w kierunku którego porusza się Układ Słoneczny, nazywa się wierzchołek.

Okres rewolucji Układu Słonecznego wokół centrum Galaktyki wynosi 195-220 milionów lat. Przeciętny czas trwania rok galaktyczny(T.G ) wynosi 213 milionów lat.

Stężenie materii w ośrodku międzygwiazdowym jest bardzo nierównomierne. Rośnie gwałtownie w płaszczyźnie obrotu Galaktyki oraz w warstwie o grubości 500 lat świetlnych. lat o średnicy 100 000 światła. lat wynosi 10 -21 kg/m 3. Chmury ciemnego, gęstego pyłu pochłaniającego światło gwiazd są widoczne gołym okiem na tle Drogi Mlecznej w konstelacjach Łabędzia, Wężownika, Tarczy i Strzelca. Największą gęstość uzyskuje w kierunku jądra galaktycznego. W odległości od 4 do 8 tysięcy parseków od centrum Galaktyki znajduje się „ pierścień molekularny„Galaktyki to skupisko GMO o masie do 3×10 9 M¤.

Rozrzedzony gaz obojętny daleko od gwiazd jest przezroczysty dla promieniowania optycznego. Badanie rozkładu i charakterystyki gazu w ośrodku międzygwiazdowym i GMO ułatwia emisja radiowa wodoru cząsteczkowego (l = 0,21 m) i hydroksylu OH (l = 0,18 m) (ryc. 69).

Turbulentna plazma międzygwiazdowa koncentruje się w chmurach, zajmując około 20% ośrodka międzygwiazdowego. Poza ramionami spiralnymi, w odległościach do ± 900 kpc od płaszczyzny Galaktyki wykrywane są rzadkie obłoki plazmy o rozmiarach mniejszych niż 26 pc i gęstości elektronowej 0,1-0,3 cząstek/cm 3. Chmury w ramionach spiralnych (± 200 szt. od płaszczyzny Galaktyki) mają wymiary do 50 szt., gęstość elektronową 0,2-1,0 cząstek/cm 3 . W strefach powstawania gwiazd w płaszczyźnie Galaktyki gęstość elektronów chmur o rozmiarach 10-50 szt. osiąga 1-10 cząstek/cm 3 .

Względny wiek i kolejność powstawania gwiazd w Galaktyce określa się na podstawie analizy składu chemicznego obszarów gwiazdowych – podukładów Galaktyki. Narodziny gwiazd w Galaktyce na przestrzeni miliardów lat zmniejszają stężenie gazu międzygwiazdowego i spowalniają tempo powstawania gwiazd, aż do całkowitego zatrzymania się z powodu „braku surowców” do formowania się gwiazd kolejnych pokoleń. W przeszłości tempo powstawania gwiazd było znacznie wyższe. Obecnie w całej Galaktyce gaz międzygwiazdowy o masie od 4 M¤ do 10 M¤ co roku zamienia się w gwiazdy. Należy ją odnowić, w przeciwnym razie uległby całkowitemu wyczerpaniu w ciągu pierwszych 1-2 miliardów lat życia Galaktyki.

Głównym „dostawcą” gazu międzygwiazdowego są gwiazdy, szczególnie w ostatnich stadiach swojej ewolucji: niebieskie i czerwone olbrzymy oraz nadolbrzymy, nowe i supernowe wytwarzają około 1 M¤ gazu międzygwiazdowego rocznie. Prawdopodobnie Galaktyka przyciąga gaz z otaczającej ją przestrzeni (do 1,2-2 M¤ rocznie). Dlatego ilość gazu międzygwiazdowego w Galaktyce zmniejsza się bardzo powoli.

Jego skład chemiczny zmienia się zauważalnie. W gwiazdach I generacji mających 12-15 miliardów lat stężenie ciężkich pierwiastków wynosi około 0,1%.

Gwiazdy II generacji ciągu głównego, mające 5-7 miliardów lat, zawierają do 2% ciężkich pierwiastków.

Współczesne mgławice rozproszone zawierają dość dużo pyłu, różnych gazów, ciężkich pierwiastków chemicznych i złożonych związków molekularnych. Młode gwiazdy klas O, B, A w wieku 0,1-3 miliardów lat w gromadach otwartych należą do nowej, III generacji gwiazd. Zawierają około 3-4% pierwiastków ciężkich.

W halo Galaktyki obserwuje się „szybkie” chmury wodoru atomowego, poruszające się niezależnie od jego rotacji. Niektóre chmury, które zawierają około 0,1% ciężkich pierwiastków chemicznych, składają się z materii przyciąganej przez Galaktykę z otaczającej ją przestrzeni. Inne chmury powstają w wyniku wyrzucania materii z dysku galaktycznego podczas wybuchów supernowych w gromadach gwiazd i innych zjawisk kosmicznych; ich skład zawiera do 1% ciężkich pierwiastków chemicznych.

Ryż. 70. Roczny bilans ośrodka międzygwiazdowego w Galaktyce

Ważnym składnikiem ośrodka międzygwiazdowego Galaktyki jest promieniowanie kosmiczne- przepływy naładowanych cząstek elementarnych o energii do 10 21 eV: protonów (91,7%), elektronów relatywistycznych (0,92%), jądra atomów helu (6,6%) i cięższych pierwiastków chemicznych (0,72%). Pomimo małej gęstości przestrzennej promieni kosmicznych (w pobliżu Ziemi - 1 cząstka/cm 3× s), ich gęstość energetyczna jest porównywalna z gęstością energii całkowitego promieniowania elektromagnetycznego gwiazd, energii ruchu termicznego gazu międzygwiazdowego i energii magnetycznej pole Galaktyki. Głównym źródłem promieni kosmicznych są eksplozje supernowych.

Całkowite pole magnetyczne Galaktyki ma indukcję około 10-10 Tesli. Linie pola są na ogół równoległe do płaszczyzny galaktyki i zakrzywiają się wzdłuż jej ramion spiralnych. Oddziałując z naładowanymi cząstkami promieni kosmicznych, pole magnetyczne Galaktyki zagina trajektorie ich ruchu wzdłuż linii siły i spowalnia relatywistyczne elektrony, generując nietermiczne (synchrotronowe) promieniowanie fal radiowych o długości fali większej niż 1 m Badanie „wariacji” - czasoprzestrzennych zmian charakterystyk promieni kosmicznych pod wpływem różnych procesów zachodzących w przestrzeni międzygwiazdowej i obiektach kosmicznych umożliwia badanie pól elektromagnetycznych poszczególnych rozszerzonych obiektów kosmicznych i całej Galaktyki jako całości. Wysoka energia promieni kosmicznych czyni je niezastąpionymi pomocnikami fizyków w badaniu struktury materii i oddziaływań cząstek elementarnych.

Na koniec lekcji możesz zaproponować uczniom zadania polegające na powtórzeniu i utrwaleniu materiału na temat gwiazd i układów gwiazdowych (wyznaczanie odległości międzygwiazdowych, charakterystyk składników układów podwójnych itp.), a także ćwiczenie 18:

Ćwiczenie 18:

Jak wyglądałaby Droga Mleczna, gdyby Ziemia znajdowała się: a) w centrum Galaktyki; b) na krawędzi dysku galaktycznego, w odległości 50 000 lat świetlnych. lat od centrum Galaktyki; c) w jednej z gromad kulistych występuje składnik kulisty; d) w odległości 10 000 sv. lata nad północnym biegunem Galaktyki; e) dla obserwatora w Wielkim Obłoku Magellana?
Oszacuj masę Galaktyki leżącej w obszarze ruchu orbitalnego Układu Słonecznego wokół centrum Galaktyki, jeśli masa Układu Słonecznego M~ 1 M¤, a jego okres rewolucji (rok galaktyczny) wynosi 213 milionów lat.
Zrób diagram, który wskaże wszystkie główne typy, klasy i grupy obiektów kosmicznych oraz ich systemy wchodzące w skład Galaktyki (ryc. 71):

Ryż. 71

4. W 1974 r. w ramach programu SETI wysłano wiadomość radiową o cywilizacji ziemskiej do gromady kulistej gwiazd M13 w konstelacji Herkulesa (odległość 24 000 lat świetlnych). Czy myślisz, że poczekają, a jeśli „tak”, to kiedy nasi potomkowie będą czekać na odpowiedź?

5. W widmach trzech odległych galaktyk obserwuje się przesunięcie ku czerwieni równe: z 1 = 0,1, z 2 = 0,5, z 3 = 3 długości fal linii widmowych. Z jaką prędkością radialną poruszają się te galaktyki? Wyznacz odległość do każdego z nich, biorąc pod uwagę H = 50 km/s× Mpc.

6. Oblicz odległość, wymiary liniowe i jasność kwazara 3C48, jeśli jego średnica kątowa wynosi 0,56ќ, jasność 16,0 m, a linia l 0 = 2298× 10 -10 m zjonizowanego magnezu jest przesunięta w jego widmie do pozycji l 1 = 3832 × 10 -10 m.

7. Jak absorpcja światła przez ośrodek międzygwiazdowy wpływa na wyznaczanie odległości i rozmiarów odległych galaktyk?

8. Klasyczny obraz świata XIX wieku okazał się dość kruchy w obszarze kosmologii Wszechświata, ze względu na konieczność wyjaśnienia 3 paradoksów: fotometrycznego, termodynamicznego i grawitacyjnego. Zapraszamy do wyjaśnienia tych paradoksów z punktu widzenia współczesnej nauki.

Paradoks fotometryczny (J. Chezot, 1744; G. Olbers, 1823) sprowadzał się do wyjaśnienia pytania „Dlaczego w nocy jest ciemno?”

Jeśli Wszechświat jest nieskończony, to jest w nim niezliczona ilość gwiazd. Przy stosunkowo równomiernym rozmieszczeniu gwiazd w przestrzeni liczba gwiazd znajdujących się w danej odległości wzrasta proporcjonalnie do kwadratu odległości do nich. Ponieważ jasność gwiazdy maleje proporcjonalnie do kwadratu odległości do niej, osłabienie ogólnego światła gwiazd spowodowane ich odległością powinno być dokładnie kompensowane przez wzrost liczby gwiazd, a cała sfera niebieska powinna świecić równomiernie i jasno.

Paradoks termodynamiczny (Clausius, 1850) wiąże się ze sprzecznością drugiej zasady termodynamiki i koncepcji wieczności Wszechświata. Zgodnie z nieodwracalnością procesów termicznych wszystkie ciała we Wszechświecie dążą do równowagi termicznej. Jeśli Wszechświat istnieje nieskończenie długo, to dlaczego równowaga termiczna w przyrodzie jeszcze nie nadeszła, a procesy termiczne trwają do dziś?

Paradoks grawitacyjny (Seelinger, 1895) opiera się na założeniach nieskończoności, jednorodności i izotropii Wszechświata.

W myślach wybierz kulę o promieniu R 0 tak, że komórki niejednorodności w rozkładzie materii wewnątrz kuli są nieznaczne, a średnia gęstość jest równa średniej gęstości Wszechświata r. Niech na powierzchni kuli będzie ciało o masie M na przykład Galaktyka. Zgodnie z twierdzeniem Gaussa o polu centralnie symetrycznym siła grawitacji wywierana przez substancję o masie M, zamknięty wewnątrz kuli, będzie działał na ciało tak, jakby cała materia była skupiona w jednym punkcie, znajdującym się w środku kuli. Jednocześnie reszta materii Wszechświata nie wnosi żadnego wkładu do tej siły. W której:

Wyraźmy masę poprzez średnią gęstość r: . Niech wtedy - przyspieszenie swobodnego spadania ciała do środka kuli zależy tylko od promienia kuli R 0. Ponieważ promień kuli i położenie środka kuli są dobierane arbitralnie, powstaje niepewność co do działania siły na masę testową M i kierunek jego ruchu.

9. Wybierz się w podróż wyimaginowanym wehikułem czasu do przeszłości i przyszłości naszej metagalaktyki i wykonaj rysunki tego, co byś zobaczył: a) w momencie Wielkiego Wybuchu; b) 1 sekunda po nim; c) za 1 milion lat; d) za miliard lat; e) 10 miliardów lat po Wielkim Wybuchu; f) po 100 miliardach lat; g) za 1000 miliardów lat.

10. Co odróżnia kosmologiczne modele Wszechświata od religijnych wyjaśnień Wszechświata?

Metodologię studiowania materiału z pierwszych 3 lekcji tego tematu omówiono w artykule E.Yu Stepanova, Yu.A. Kupryakova „Studiowanie pytań dotyczących Galaktyki w temacie „Struktura Wszechświata”.

Na lekcjach fizyki i matematyki oraz podczas pracy z mocnymi uczniami możesz wykorzystać pomysły zawarte w artykule L.P. Surkova, N.V. Lisina „Elementy problemów nauczania astronomii w instytucie pedagogicznym”. Zdaniem autorów: „Podstawą i źródłem wiedzy astronomicznej są obserwacje, które stają się głównym sposobem kreowania sytuacji problemowej (na podstawie własnych obserwacji, sytuacji życiowych, pracy ze zdjęciami, rysunkami itp., także podczas spotkania z obserwatorami). wyników, które rzekomo mają niewytłumaczalny charakter i doprowadziły do sformułowania problemu naukowego w historii nauki).

Istnienie różnych podejść do wyboru strategii badawczej realizowane jest w postaci konkurencyjnych hipotez naukowych. Dzięki temu możliwe jest wykorzystanie demonstracji różnych punktów widzenia i stanowisk naukowców do rozwiązania określonego problemu, aby nadać wykładowi charakter problematyczny.” Jako przykłady podano: 1) dyskusję na temat charakteru działalności naukowca kwazary i jądra galaktyczne, gdzie jako źródło aktywności zaproponowano: model wielopulsarowy, z licznymi eksplozjami podczas zderzeń gwiazd, model akreującej supermasywnej czarnej dziury, model supermasywnego wirującego ciała magnetoplazmowego – magnetoidu.2 ) Pojawienie się spiralnej struktury Galaktyki (teoria fal Lindblada, Lin i Shu, idea Gerola i Seidena, Jaaniste'a i Saara, powstawanie gałęzi podczas wyrzucania gazu z centrum galaktyk).

Wskazane jest także przedstawienie tematu „Struktura Galaktyki” w ujęciu historycznym. Zadanie polega na mentalnym podążaniu ścieżką naukowców. W pierwszej kolejności przeprowadzane są obserwacje (pokazy, wizyty w planetarium). Postawiono zadanie: na podstawie porównania liczby gwiazd w poszczególnych częściach nieba i różnic w jasności gwiazd, spróbuj przedstawić obraz otaczającego świata, uwzględniając czynniki upraszczające (np. Herschela). Wykład podsumowuje to zadanie i stawia pytanie: „Co i jak powinno zmienić się w przedstawionym obrazie, jeśli założenia Herschela są błędne?” Następnie, w połączeniu z pokazami, omawiane są nowoczesne metody i wyniki eksploracji Galaktyki.

Pierwsza opcja „pozwala nam rozważyć w kolejności historycznej szereg zadań stojących przed badaczami i tym samym skorzystać z zalet, jakie zapewnia metoda nauczania problemowego: zacząć tworzyć informacje o budowie i wielkości Galaktyki w oparciu o badanie rozkładu gwiazd, stopniowo uzupełniając i pogłębiając materiał o informacje o innych obiektach”, po uprzednim zapoznaniu uczniów z widzialnym rozmieszczeniem gwiazd na niebie i budową Drogi Mlecznej.

- - testy - zadanie

Zobacz też: Wszystkie publikacje na ten sam temat >>
Istnieją trzy rodzaje galaktyk: spiralne, eliptyczne i nieregularne. Galaktyki spiralne mają dobrze zdefiniowany dysk, ramiona i aureole. W centrum znajduje się gęsta gromada gwiazd i materii międzygwiazdowej, a w samym centrum znajduje się czarna dziura. Ramiona galaktyk spiralnych rozciągają się od ich centrum i skręcają w prawo lub w lewo, w zależności od obrotu jądra i czarnej dziury (a dokładniej supergęstego ciała) w jej środku. W centrum dysku galaktycznego znajduje się sferyczna kondensacja zwana wybrzuszeniem. Liczba gałęzi (ramion) może być różna: 1, 2, 3,... ale najczęściej zdarzają się galaktyki posiadające tylko dwie gałęzie. W galaktykach halo zawiera gwiazdy i bardzo rozrzedzoną materię gazową, która nie wchodzi w skład spiral ani dysku. Żyjemy w galaktyce spiralnej zwanej Drogą Mleczną i w pogodne dni nasza Galaktyka jest wyraźnie widoczna na nocnym niebie jako szeroki, białawy pasek na niebie. Nasza Galaktyka jest widoczna dla nas z profilu. Gromady kuliste w centrach galaktyk są praktycznie niezależne od położenia dysku galaktycznego. Ramiona galaktyk zawierają stosunkowo niewielką część wszystkich gwiazd, ale skupiają się w nich prawie wszystkie gorące gwiazdy o dużej jasności. Gwiazdy tego typu są przez astronomów uważane za młode, dlatego ramiona spiralne galaktyk można uznać za miejsce powstawania gwiazd.

Zdjęcie galaktyki spiralnej „Koło Pierścieniowe” (M101, NGC 5457), wykonane przez orbitalny teleskop Hubble'a wystrzelony przez NASA w 1990 roku. Galaktyki spiralne wyglądają jak ogromne wiry lub wiry w przestrzeni Metagalaktyki. Obracając się, poruszają się w metagalaktyce niczym cyklony poruszające się w atmosferze ziemskiej.

Galaktyki eliptyczne często znajdują się w gęstych gromadach galaktyk spiralnych. Mają kształt elipsoidy lub kuli, przy czym kuliste są zwykle większe od elipsoidalnych. Prędkość rotacji galaktyk elipsoidalnych jest mniejsza niż galaktyk spiralnych, dlatego ich dysk nie powstaje. Takie galaktyki są zwykle nasycone gromadami kulistymi gwiazd. Astronomowie uważają, że galaktyki eliptyczne składają się ze starych gwiazd i są prawie całkowicie pozbawione gazu. Jednak mocno wątpię w ich starość. Dlaczego? Opowiem ci o tym później. Galaktyki nieregularne mają zazwyczaj małą masę i objętość oraz zawierają niewiele gwiazd. Z reguły są to satelity galaktyk spiralnych. Zwykle mają bardzo niewiele gromad kulistych gwiazd. Przykładami takich galaktyk są satelity Drogi Mlecznej - Wielki i Mały Obłok Magellana. Ale wśród galaktyk nieregularnych są też małe galaktyki eliptyczne. W centrum niemal każdej galaktyki znajduje się bardzo masywne ciało – czarna dziura – o tak potężnej grawitacji, że jego gęstość jest równa lub większa od gęstości jąder atomowych. W rzeczywistości każda czarna dziura ma niewielką przestrzeń, ale pod względem masy jest po prostu potwornym, wściekle wirującym jądrem. Nazwa „czarna dziura” jest wyraźnie niefortunna, ponieważ nie jest to wcale dziura, ale bardzo gęste ciało o potężnej grawitacji - takiej, że nawet fotony światła nie mogą z niego uciec. A kiedy czarna dziura zgromadzi zbyt dużo masy i energii kinetycznej rotacji, równowaga masy i energii kinetycznej zostaje w niej zachwiana, a następnie wyrzuca z siebie fragmenty, które (najbardziej masywne) stają się małymi czarnymi dziurami drugiego rzędu, mniejsze fragmenty stają się gwiazdami przyszłości, gdy gromadzą duże atmosfery wodorowe z chmur galaktycznych, a małe fragmenty stają się planetami, gdy zebrany wodór nie wystarczy do rozpoczęcia syntezy termojądrowej. Myślę, że galaktyki powstają z masywnych czarnych dziur, ponadto w galaktykach zachodzi kosmiczny obieg materii i energii. Na początku czarna dziura pochłania materię rozproszoną w Metagalaktyce: w tym czasie, dzięki swojej grawitacji, działa jak „pochłaniacz pyłu i gazu”. Wodór rozproszony w Metagalaktyce koncentruje się wokół czarnej dziury i powstaje sferyczne nagromadzenie gazu i pyłu. Rotacja czarnej dziury porywa gaz i pył, powodując spłaszczenie kulistego obłoku, tworząc centralny rdzeń i ramiona. Po zgromadzeniu masy krytycznej czarna dziura w centrum chmury gazowo-pyłowej zaczyna wyrzucać fragmenty (fragmentoidy), które odrywają się od niej z dużym przyspieszeniem wystarczającym do wyrzucenia na kołową orbitę wokół centralnej czarnej dziury. Na orbicie, wchodząc w interakcję z chmurami gazu i pyłu, te fragmentoidy wychwytują grawitacyjnie gaz i pył. Duże fragmentoidy stają się gwiazdami. Czarne dziury swoją grawitacją przyciągają kosmiczny pył i gaz, które spadając na takie dziury, bardzo się nagrzewają i emitują promieniowanie rentgenowskie. Kiedy ilość materii wokół czarnej dziury staje się niewystarczająca, jej blask gwałtownie maleje. Dlatego niektóre galaktyki mają w swoich środkach jasną poświatę, a inne nie. Czarne dziury są jak kosmiczni „zabójcy”: ich grawitacja przyciąga nawet fotony i fale radiowe, dlatego sama czarna dziura nie emituje i wygląda jak całkowicie czarne ciało.

Ale prawdopodobnie okresowo równowaga grawitacyjna wewnątrz czarnych dziur zostaje zakłócona i zaczynają wyrzucać grudki supergęstej materii z silną grawitacją, pod wpływem której grudki te przyjmują kulisty kształt i zaczynają przyciągać pył i gaz z otaczającej przestrzeni . Z wychwyconej substancji na tych ciałach tworzą się powłoki stałe, ciekłe i gazowe. Im masywniejszy był skrzep supergęstej materii wyrzucony przez czarną dziurę ( fragmentoidalny), tym więcej pyłu i gazu zbierze z otaczającej przestrzeni (o ile oczywiście substancja ta będzie obecna w otaczającej przestrzeni).

Trochę historii badań

Astrofizyka zawdzięcza badania galaktyk prowadzone przez A. Robertsa, G.D. Curtis, E. Hubble, H. Shelley i wielu innych. Ciekawą klasyfikację morfologiczną galaktyk zaproponował Edwin Hubble w 1926 r. i udoskonalono w 1936 r. Klasyfikacja ta nosi nazwę „Kamerton Hubble’a”. Aż do swojej śmierci w 1953 r. Hubble ulepszył swój system, a po jego śmierci zrobił to A. Sandage, który w 1961 roku wprowadził istotne innowacje do systemu Hubble'a. Sandage zidentyfikował grupę galaktyk spiralnych z ramionami rozpoczynającymi się na zewnętrznej krawędzi pierścienia oraz galaktykami spiralnymi z ramionami spiralnymi rozpoczynającymi się bezpośrednio od jądra. Szczególne miejsce w klasyfikacji zajmują galaktyki spiralne o poszarpanej strukturze i słabo określonym jądrze. Za konstelacjami Rzeźbiarza i Pieca H. Shelley odkrył w 1938 roku karłowate galaktyki eliptyczne o bardzo niskiej jasności.

Struktura galaktyki

Czy możliwe są loty człowieka do innych gwiazd i innych galaktyk?

Najważniejszą cechą ciał niebieskich jest ich zdolność do łączenia się w systemy. Ziemia i jej satelita Księżyc tworzą układ dwóch ciał. Ponieważ rozmiar Księżyca nie jest tak mały w porównaniu z rozmiarem Ziemi, niektórzy astronomowie są skłonni uważać Ziemię i Księżyc za układ podwójny, a Jowisz i Saturn wraz z ich satelitami - przykłady bogatszych układów. Słońce, dziewięć planet wraz z ich satelitami, wiele małych planet, komety i meteory tworzą system wyższego rzędu – Układ Słoneczny.

Czy gwiazdy również tworzą układy?

Pierwsze systematyczne badania tego zagadnienia przeprowadził w drugiej połowie XVIII wieku angielski astronom William Herschel. Obliczeń dokonywał w różnych obszarach nieba gwiazd obserwowanych w polu widzenia swojego teleskopu. Okazało się, że na niebie można zarysować duży okrąg, przecinający całe niebo na dwie części i mający tę właściwość, że zbliżając się do niego z dowolnej strony, liczba gwiazd widocznych w polu widzenia teleskopu stale rośnie i dalej sam okrąg staje się mały. To właśnie wzdłuż tego okręgu, zwanego równikiem galaktycznym, rozciąga się Droga Mleczna – słabo świecący pas otaczający niebo, utworzony przez blask słabych, odległych gwiazd. Herschel poprawnie wyjaśnił odkryte przez siebie zjawisko, mówiąc, że obserwowane przez nas gwiazdy tworzą gigantyczny układ gwiazd, który jest spłaszczony w kierunku równika galaktycznego.

A jednak, choć sławni astronomowie, V. Struve, Kaptein i inni, poszli za Herschelem, sama idea istnienia Galaktyki jako odrębnego układu gwiezdnego była realizowana do czasu odkrycia obiektów znajdujących się poza Galaktyką. Stało się to dopiero w latach dwudziestych naszego stulecia, kiedy stało się jasne, że spirala i niektóre inne mgławice to gigantyczne układy gwiazd znajdujące się w ogromnych odległościach od nas i porównywalne pod względem struktury i wielkości z naszą Galaktyką.

Okazało się, że istnieje wiele innych układów gwiezdnych - galaktyk o bardzo różnorodnym kształcie i składzie, a wśród nich są galaktyki bardzo podobne do naszej. Okoliczność ta okazała się bardzo istotna. Nasza pozycja w Galaktyce z jednej strony ułatwia badanie, ale z drugiej strony je komplikuje, ponieważ w celu zbadania struktury układu lepiej jest rozpatrywać go nie od wewnątrz, ale z zewnątrz .

Kształt Galaktyki przypomina okrągły, mocno skompresowany dysk. Podobnie jak dysk, Galaktyka posiada płaszczyznę symetrii dzielącą ją na dwie równe części oraz oś symetrii przechodzącą przez środek układu i prostopadłą do płaszczyzn symetrii. Ale każdy dysk ma dokładnie zarysowaną powierzchnię – granicę. Nasz układ gwiazd nie ma tak wyraźnie określonej granicy, podobnie jak atmosfera ziemska nie ma wyraźnej górnej granicy. W Galaktyce gwiazdy są położone im bliżej siebie, im bliżej płaszczyzny symetrii Galaktyki znajduje się dane miejsce i tym bliżej jej płaszczyzny symetrii. Największa gęstość gwiazd znajduje się w samym centrum Galaktyki. Tutaj na każdy parsek sześcienny przypada kilka tysięcy gwiazd, tj. w centralnych obszarach Galaktyki gęstość gwiazd jest wielokrotnie większa niż w pobliżu Słońca. W miarę oddalania się od płaszczyzny i osi symetrii gęstość gwiazd maleje, a w miarę oddalania się od płaszczyzny symetrii maleje znacznie szybciej. Dlatego gdybyśmy za granice Galaktyki zgodzili się uznać te miejsca, w których gęstość gwiazd jest już bardzo mała i wynosi jedną gwiazdę na 100 ps, to ciało wyznaczone tą granicą byłoby silnie skompresowanym okrągłym dyskiem. Jeśli za granicę uznamy obszar, w którym gęstość gwiazd jest jeszcze mniejsza i wynosi jedną gwiazdę na 10 000 ps, to ciało ponownie obrysowane granicą będzie dyskiem o mniej więcej tym samym kształcie, ale tylko większym rozmiarze . Dlatego nie da się z całą pewnością powiedzieć o wielkości Galaktyki. Jeśli jednak za granice naszego układu gwiezdnego uznamy miejsca, w których na 1000 ps przypada jedna gwiazda, wówczas średnica Galaktyki jest w przybliżeniu równa 30 000 ps, a jej grubość wynosi 2500 ps. Zatem Galaktyka jest naprawdę mocno skompresowanym układem: jej średnica jest 12 razy większa niż grubość.

Liczba gwiazd w Galaktyce jest ogromna. Według współczesnych danych przekracza sto miliardów, tj. około 25 razy więcej niż liczba mieszkańców naszej planety.

Istnienie gazu w przestrzeni międzygwiazdowej zostało po raz pierwszy odkryte poprzez obecność w widmach gwiazd linii absorpcyjnych wywołanych przez międzygwiazdowy wapń i międzygwiazdowy sód. Ten wapń i sód wypełniają całą przestrzeń między obserwatorem a gwiazdą i nie są bezpośrednio połączone z gwiazdą.

Po wapniu i sodzie stwierdzono obecność tlenu, potasu, tytanu i innych pierwiastków, a także niektórych związków molekularnych: cyjanu, węglowodorów itp.

Gęstość gazu międzygwiazdowego można określić na podstawie intensywności jego linii. Jak można się było spodziewać, okazała się bardzo mała. Na przykład gęstość międzygwiazdowego sodu w pobliżu płaszczyzny Galaktyki, gdzie jest on najgęstszy, odpowiada jednemu atomowi na 10 000 cm3 przestrzeni. Przez długi czas nie można było wykryć międzygwiazdowego wodoru, chociaż jest to najobficiej występujący gaz w gwiazdach. Wyjaśnia to specyfika budowy fizycznej atomu wodoru i natura pola promieniowania Galaktyki. W pobliżu płaszczyzny Galaktyki jeden atom wodoru znajduje się na 2-3 cm przestrzeni. Oznacza to, że płaszczyzna całej materii gazowej w pobliżu płaszczyzny Galaktyki wynosi 5-8 10/25 cm, masa gazu i innych pierwiastków jest znikoma.

Gaz międzygwiazdowy rozkłada się nierównomiernie, w niektórych miejscach tworząc chmury o gęstości dziesiątki razy większej niż średnia, a w innych powodując rozrzedzenie. W miarę oddalania się od płaszczyzny galaktycznej średnia gęstość gazu międzygwiazdowego gwałtownie maleje. Jego całkowita masa w Galaktyce wynosi 0,01-0,02 całkowitej masy wszystkich gwiazd.

Gorące olbrzymy, które emitują dużą liczbę kwantów ultrafioletowych, jonizują międzygwiazdowy wodór wokół siebie na dużym obszarze. Wielkość strefy jonizacji zależy w bardzo dużym stopniu od temperatury i jasności gwiazdy. Poza strefami jonizacji prawie cały wodór znajduje się w stanie neutralnym.

Zatem całą przestrzeń Galaktyki można podzielić na strefy wodoru zjonizowanego i strefy, w których wodór jest niezjonizowany. Duński astronom Strömgren teoretycznie wykazał, że nie ma stopniowego przejścia z obszaru, w którym prawie cały wodór jest zjonizowany, do obszaru, w którym jest on obojętny.

Obecnie opracowano metodę wyznaczania prawa rotacji całej masy obojętnego wodoru w Galaktyce na podstawie zestawu profili jej linii emisyjnej o długości 21 cm Można założyć, że obojętny wodór w Galaktyce wiruje w ten sam sposób lub prawie w taki sam sposób, jak sama Galaktyka. Wtedy staje się znane prawo rotacji Galaktyki.

Metoda ta dostarcza obecnie najbardziej wiarygodnych danych na temat prawa rotacji naszego układu gwiazdowego, tj. dane o tym, jak zmienia się prędkość kątowa obrotu układu w miarę oddalania się od centrum Galaktyki w kierunku jej zewnętrznych obszarów.

Dla obszarów centralnych nie można jeszcze określić prędkości kątowej obrotu. Jak widać, prędkość kątowa obrotu Galaktyki maleje w miarę oddalania się od centrum, najpierw szybciej, a potem wolniej. W odległości 8 km/s. od środka prędkość kątowa wynosi 0,0061 na rok. Odpowiada to okresowi orbitalnemu wynoszącemu 212 milionów lat. W obszarze Słońca (10 kpc od centrum Galaktyki) prędkość kątowa wynosi 0,0047 na rok, a okres obiegu wynosi 275 milionów lat. Zwykle to właśnie ta wartość – okres obrotu Słońca wraz z otaczającymi go gwiazdami w pobliżu centrum naszego układu gwiazdowego – uważana jest za okres obrotu Galaktyki i nazywana jest rokiem galaktycznym. Ale musisz zrozumieć, że dla Galaktyki nie ma wspólnego okresu, nie obraca się ona jak sztywne ciało. W obszarze Słońca prędkość wynosi 220 km. Oznacza to, że w swoim ruchu wokół centrum Galaktyki Słońce i otaczające go gwiazdy latają z prędkością 220 km na sekundę.

Okres obrotu Galaktyki w rejonie Słońca wynosi około 275 milionów lat, a obszary położone dalej od centrum Galaktyki niż Słońce obracają się wolniej: okres rotacji wydłuża się o 1 milion lat wraz ze wzrostem odległości od centrum Galaktyki o około 30 ps.

Oprócz gazu w przestrzeni międzygwiazdowej znajdują się ziarna pyłu. Ich rozmiary są bardzo małe i znajdują się w znacznych odległościach od siebie; Średnia odległość między sąsiednimi cząstkami pyłu wynosi około stu metrów. Dlatego średnia gęstość materii pyłowej w Galaktyce jest około 100 razy mniejsza niż całkowita masa gazu i 5000–10 000 razy mniejsza niż całkowita masa wszystkich gwiazd. Dlatego dynamiczna rola pyłu w Galaktyce jest bardzo niewielka. W Galaktyce materia pyłowa pochłania promienie niebieskie i niebieskie silniej niż żółte i czerwone.

Pod pewnymi względami mgła, w której zanurzona jest Galaktyka, znacznie różni się od mgły, którą obserwujemy na Ziemi. Różnica polega na tym, że cała masa pyłu ma wyjątkowo niejednorodną strukturę. Nie jest rozprowadzany w gładkiej warstwie, ale zbiera się w osobne chmury o różnych kształtach i rozmiarach. Dlatego absorpcja światła w Galaktyce jest nierówna.

Pył i materia gazowa w Galaktyce są zwykle mieszane, ale ich proporcje są różne w różnych miejscach. Występują chmury gazu, w których dominuje pył. Na określenie materii gazu, pyłu oraz mieszanin gazu i pyłu rozproszonych w Galaktyce używany jest ogólny termin „materia rozproszona”.

Kształt Galaktyki różni się nieco od dysku tym, że w jego centralnej części znajduje się zgrubienie, jądro. Jądro to, choć zawiera dużą liczbę gwiazd, przez długi czas nie było możliwe do zaobserwowania, ponieważ w pobliżu płaszczyzny symetrii Galaktyki, wraz ze świecącą materią gwiazd, znajdują się ogromne ciemne obłoki pyłu, które pochłaniają światło gwiazd latających za nimi. Pomiędzy Słońcem a centrum Galaktyki znajduje się duża liczba takich ciemnych obłoków pyłu o różnych kształtach i grubościach, które zasłaniają nam jądro Galaktyki. Jednak nadal można było dostrzec jądro Galaktyki.

W 1947 roku amerykańscy astronomowie Stebbins i Whitford użyli fotokomórki wrażliwej na promienie podczerwone w połączeniu z teleskopem i byli w stanie nakreślić kontury jądra Galaktyki. W 1951 r. Radzieccy astronomowie V.I. Krasowski i V.B. Nikonow uzyskali zdjęcia jądra galaktycznego w promieniach podczerwonych. Jądro galaktyczne okazało się niezbyt duże, jego średnica wynosiła około 1300 szt. Jednak obecność jądra w centralnym obszarze Galaktyki zagęszcza ten obszar; kształt Galaktyki można teraz porównać nie tylko z dyskiem, ale z kołem w kształcie dysku, które ma pogrubienie w środkowej części - tuleja.

Centrum jądra galaktycznego jest centrum całego naszego układu gwiezdnego. Materia w centrum Galaktyki ma wysoką temperaturę i znajduje się w stanie szybkiego ruchu.

W ogromnym układzie gwiazd – Galaktyce, wiele gwiazd jest połączonych w systemy o mniejszej liczbie. Każdy z tych systemów można uznać za zbiorowego członka Galaktyki.

Najmniejszymi zbiorowymi członkami Galaktyki są gwiazdy podwójne i wielokrotne. Tak nazywa się grupy dwu, trzy, czteroosobowe itd. Do dziesięciu gwiazd, w których gwiazdy są trzymane blisko siebie na skutek wzajemnego przyciągania, zgodnie z prawem powszechnego ciążenia. W gwiazdach podwójnych i wielokrotnych znajdują się dwa lub więcej takich ogromnych ciał - gwiazd (słońc). Przyciągają się, trzymają siebie i ewentualnie inne ciała o mniejszych masach w stosunkowo małej objętości.

Odległość dzieląca składniki gwiazd podwójnych może być zupełnie inna. W bliskich układach podwójnych są one tak blisko siebie, że zachodzą złożone fizyczne procesy interakcji, związane ze zjawiskami pływowymi.

W szerokich parach odległość między składnikami wynosi dziesiątki tysięcy jednostek astronomicznych, okresy orbitalne są tak długie, że liczy się je w tysiącleciach, a ruchu orbitalnego nie da się wykryć podczas obserwacji. Łączność komponentów takich systemów zależy od ich względnej bliskości na niebie i wspólności ich własnego ruchu.

Spośród 30 najbliższych nam gwiazd 13 należy do układów podwójnych i potrójnych. Pomiar prędkości ruchu gwiazd po orbitach pozwolił oszacować masę gwiazd wchodzących w skład układów podwójnych. Okazało się, że pod tym względem gwiazdy są różne. Niektóre z nich mają mniejszą masę niż Słońce, inne ją przewyższają. Jednocześnie dla wszystkich gwiazd, w tym Słońca, warunek jest spełniony: im większa jasność gwiazdy, tym większa jest jej masa. Dwukrotność masy odpowiada w przybliżeniu dziesięciokrotności jasności, więc różnica w jasności między gwiazdami jest znacznie większa niż różnica w masie.

Gwiazdy podwójne i wielokrotne często składają się z gwiazd różnych typów, na przykład biały olbrzym można połączyć z czerwonym karłem, a żółtą gwiazdę o średniej jasności z czerwonym olbrzymem.

Większe zbiorowe elementy Galaktyki niż gwiazdy podwójne i wielokrotne to gromady otwarte. Gromady te zawierają od kilkudziesięciu do kilkuset gwiazd, największe - do dwóch tysięcy gwiazd. Określenie gromada otwarta wynika z faktu, że stosunkowo niewielka liczba gwiazd w takich gromadach nie pozwala na pewne nakreślenie kształtu gromady.

Gromady otwarte mają charakterystyczny skład. Rzadko spotyka się w nich czerwonych i żółtych olbrzymów, a czerwonych i żółtych nadolbrzymów absolutnie nie ma. Jednocześnie białe i niebieskie olbrzymy są niezbędnymi członkami gromad otwartych. Tutaj, częściej niż w innych miejscach Galaktyki, można spotkać bardzo rzadkie gwiazdy – białe i niebieskie nadolbrzymy, czyli tzw. gwiazdy o wysokiej temperaturze i niezwykle dużej jasności, z których każda emituje setki tysięcy, a nawet miliony razy więcej niż nasze Słońce.

Gromady otwarte położone są bardzo blisko płaszczyzny symetrii Galaktyki. Większość z nich leży niemal dokładnie w tej płaszczyźnie. Liczba skatalogowanych obecnie gromad otwartych przekracza tysiące. Odległe gromady otwarte są nie do odróżnienia; nie są na to wystarczająco bogate w gwiazdy. Ale za pomocą teleskopów można rozróżnić stosunkowo bliskie gromady otwarte. Dlatego liczba gromad otwartych obecnych w Galaktyce wynosi w rzeczywistości znacznie ponad tysiąc i szacowana jest na około 30 tysięcy. Jeśli średnia liczba gwiazd w jednej gromadzie otwartej wynosi 300 lub nieco więcej, wówczas całkowita liczba gwiazd wchodzących w skład wszystkich gromad otwartych Galaktyki wynosi około dziesięciu milionów.

Jeszcze większymi zbiorowymi członkami Galaktyki są gromady kuliste gwiazd. Są to bardzo bogate gromady gwiazd, liczące setki tysięcy, a czasem ponad milion gwiazd.

W centralnych obszarach gromady kulistej gwiazdy znajdują się bardzo blisko siebie. Z tego powodu ich obrazy łączą się i nie można rozróżnić niektórych gwiazd. Nie oznacza to jednak, że gwiazdy stykają się ze sobą. W rzeczywistości nawet w centralnych obszarach gromad kulistych odległości między gwiazdami są ogromne w porównaniu z rozmiarami samych gwiazd.

Skład gromad kulistych znacznie różni się od składu gromad otwartych. W gromadach kulistych znajduje się wiele czerwonych i żółtych olbrzymów, dużo czerwonych i żółtych nadolbrzymów, ale bardzo niewiele niebiesko-białych olbrzymów i absolutnie żadnych niebiesko-białych nadolbrzymów.

Gromady kuliste to gęste układy. Składają się z dużej liczby gwiazd i wyraźnie wyróżniają się na tle innych obiektów w Galaktyce. Do chwili obecnej odkryto 132 gromady kuliste będące częścią naszej Galaktyki. Oczekuje się, że zostanie otwartych jeszcze więcej.

Cały zbiór gromad kulistych tworzy rodzaj układu sferycznego otaczającego Galaktykę i jednocześnie wnikającego w głąb Galaktyki.

Ze względu na to, że gromady kuliste są położone symetrycznie względem centrum Galaktyki, a Słońce znajduje się daleko od niej, prawie wszystkie gromady kuliste należy obserwować w jednej połowie nieba, w tej, w której znajduje się centrum Galaktyki jest usytuowany.

Jeśli każda ze znanych gromad kulistych ma średnio nieco mniej niż milion gwiazd, wówczas całkowita liczba gwiazd w gromadach kulistych wyniesie około 100 milionów. To tylko jedna tysięczna wszystkich gwiazd w Galaktyce.

Istnieje inny rodzaj członków Galaktyki - tak zwane stowarzyszenia gwiezdne. Zostały odkryte przez akademika V.A. Ambartsumyana, który odkrył, że najgorętsze gigantyczne gwiazdy znajdują się na niebie, jakby w oddzielnych gniazdach. Zwykle w takim gnieździe znajduje się od dwóch do trzech tuzinów gwiazd - gorących gigantów klas widmowych. Stowarzyszenie zajmuje dużą objętość, wielkości kilkudziesięciu lub setek parseków, która zwykle, podobnie jak w innych miejscach Galaktyki, obejmuje dużą liczbę gwiazd karłowatych i gwiazd o średniej jasności.

Gorące olbrzymy poruszają się z prędkością 5–10 km, a uwolnienie się od skojarzeń zajmuje zaledwie kilkaset tysięcy, a co najwyżej kilka milionów lat. Dlatego fakt istnienia gorących olbrzymów w asocjacjach gwiazdowych wskazuje, że gwiazdy te niedawno utworzyły się w asocjacjach i nie zdążyły jeszcze ich opuścić.

To odkrycie powiązań gwiazdowych doprowadziło do stwierdzenia, że oprócz starych gwiazd istnieją także gwiazdy młode i bardzo młode oraz że powstawanie gwiazd w Galaktyce było długim procesem i trwa do dziś.

Na podstawie ich lokalizacji w Galaktyce wszystkie gwiazdy i wszystkie inne obiekty można podzielić na trzy grupy.

Obiekty pierwszej grupy skupione są w płaszczyźnie galaktycznej, tj. tworzą płaskie podsystemy. Obiekty te obejmują gorące nadolbrzymy i olbrzymy, materię pyłową, obłoki gazu i gromady otwarte gwiazd. Charakterystyczne jest, że w skład klastrów otwartych wchodzą głównie właśnie te obiekty, które same również tworzą podsystemy płaskie.

Drugą grupę tworzą obiekty znajdujące się równie często w pobliżu płaszczyzny symetrii Galaktyki, jak i w znacznej odległości od niej. Tworzą podsystemy kuliste. Do takich obiektów zaliczają się żółte i czerwone podkarły, żółte i czerwone olbrzymy oraz gromady kuliste.

Trzecia grupa składa się z podsystemów pośrednich. W nich obiekty skupiają się w kierunku płaszczyzny Galaktyki, ale nie tak mocno, jak w podsystemach płaskich. Podukłady pośrednie składają się z czerwonych i żółtych olbrzymów, żółtych i czerwonych karłów, a także specjalnych gwiazd zmiennych, zwanych gwiazdami typu Mira Ceti, które bardzo silnie i nieregularnie zmieniają swoją jasność.

Okazało się, że obiekty różnych podsystemów różnią się od siebie nie tylko swoim położeniem w Galaktyce, ale także prędkościami. Obiekty podukładów sferycznych mają największą prędkość ruchu w kierunku. Prostopadle do płaszczyzny Galaktyki, a dla obiektów podukładów płaskich prędkość ta jest najniższa.

Udało się także ustalić, że obiekty różnych podukładów różnią się także składem chemicznym: gwiazdy podukładów płaskich są bogatsze w metale niż gwiazdy podukładów sferycznych.

Ogromne znaczenie ma odkrycie istnienia obiektów różnych podsystemów w Galaktyce. Pokazuje, że gwiazdy różnych typów powstały w różnych miejscach Galaktyki i w różnych warunkach.

Z rdzenia powinny wychodzić gałęzie spiralne. Gałęzie te, okrążając rdzeń, stopniowo rozszerzając się i rozgałęziając, tracą swą jasność i w pewnej odległości ich ślad znika.

Ramiona spiralne innych galaktyk składają się z gorących olbrzymów i nadolbrzymów, a także z pyłu i gazowego wodoru.

Aby wykryć gałęzie spiralne naszej Galaktyki, musimy prześledzić położenie w niej gorących olbrzymów, a także pyłu i gazu. Zadanie to okazało się bardzo trudne ze względu na fakt, że strukturę spiralną naszej Galaktyki obserwujemy od wewnątrz i rzutowane są na siebie różne części gałęzi spiralnych.

Nadieżda emituje neutralne promieniowanie wodorowe o długości fali 21 cm w dwóch małych widmach. skierowanych na centrum i antycentrum Galaktyki, badania nie były jeszcze możliwe, więc obraz nie jest pełny, ale choć nie jest to pewne, położenie gałęzi spiralnych zaczyna się wyłaniać, ponieważ wodór zwykle sąsiaduje z gorącymi olbrzymami, które określić kształt gałęzi spiralnych.

Miejsca zagęszczenia wodoru powinny powtarzać wzór spiralnej struktury Galaktyki.

Wielką zaletą wykorzystania neutralnego promieniowania wodorowego jest to, że jest ono długofalowe, mieści się w zakresie radiowym, a dla niego materia międzygwiazdowa jest niemal całkowicie przezroczysta – promieniowanie 21 centymetrów dociera do nas z najodleglejszych rejonów Galaktyki bez żadnych zniekształceń.

W bezksiężycowe jesienne wieczory, z dala od jasno oświetlonych domów i ulic, podziwiając rozgwieżdżone niebo, można dostrzec białawy pasek rozciągający się przez całe niebo. To jest Droga Mleczna.

Według jednego ze starożytnych mitów Droga Mleczna to droga z Olimpu na Ziemię. Według innego jest to mleko, które rozlał Bohater.

Droga Mleczna otacza sferę niebieską wielkim kołem. Mieszkańcom północnej półkuli Ziemi w jesienne wieczory udaje się zobaczyć tę część Drogi Mlecznej, która przechodzi przez Kasjopeję, Cefeusza, Łabędzia, Orła i Strzelca, a rano pojawiają się inne konstelacje. Na południowej półkuli Ziemi Droga Mleczna rozciąga się od Strzelca do konstelacji Skorpiona, Kompasu, Centaura, Krzyża Południa, Kila, Strzelca.

Droga Mleczna przechodząca przez rozproszenie gwiazd na półkuli południowej jest niezwykle piękna i jasna. W konstelacjach Strzelca, Skorpiona i Tarczy znajduje się wiele jasno świecących obłoków gwiazd. To w tym kierunku znajduje się centrum naszej Galaktyki. W tej samej części Drogi Mlecznej szczególnie wyraźnie wyróżniają się ciemne obłoki kosmicznego pyłu – ciemne mgławice. Gdyby nie było tych ciemnych, nieprzezroczystych mgławic, Droga Mleczna w kierunku centrum Galaktyki byłaby tysiąc razy jaśniejsza.

Patrząc na Drogę Mleczną nie jest łatwo wyobrazić sobie, że składa się ona z wielu gwiazd nie do odróżnienia gołym okiem. Ale ludzie już dawno to zauważyli. Jedno z tych domysłów przypisuje się naukowcowi i filozofowi starożytnej Grecji, Demokrytowi. Żył prawie dwa tysiące lat wcześniej niż Galileusz, który jako pierwszy udowodnił gwiezdną naturę Drogi Mlecznej na podstawie obserwacji teleskopowych. W swoim słynnym „Gwiezdnym posłańcu” z 1609 r. Galileusz napisał: „Zająłem się obserwacją istoty lub substancji Drogi Mlecznej i przy pomocy teleskopu okazało się, że jest możliwe uczynienie jej tak przystępną dla naszego wzroku że wszystkie spory ucichły same dzięki jasności i dowodom, że jestem wolny od długotrwałej debaty. W rzeczywistości Droga Mleczna to nic innego jak niezliczona liczba gwiazd, jakby ułożona w stosy, bez względu na obszar, na który skierowany jest teleskop, teraz widoczna staje się ogromna liczba gwiazd, z których wiele jest dość jasnych i dość widocznych , ale liczby słabszych gwiazd w ogóle nie da się policzyć.”

Jaki związek mają gwiazdy Drogi Mlecznej z jedyną gwiazdą Układu Słonecznego, naszym Słońcem? Odpowiedź jest już powszechnie znana. Słońce jest jedną z gwiazd naszej Galaktyki, Drogi Mlecznej. Jakie miejsce zajmuje Słońce w Drodze Mlecznej? Już z faktu, że Droga Mleczna otacza nasze niebo dużym kołem, naukowcy doszli do wniosku, że Słońce znajduje się w pobliżu głównej płaszczyzny Drogi Mlecznej.

Aby uzyskać dokładniejsze wyobrażenie o położeniu Słońca w Drodze Mlecznej, a następnie wyobrazić sobie kształt naszej Galaktyki w przestrzeni, astronomowie (V. Herschel, V. Ya. Struve itp.) zastosował metodę liczenia gwiazd. Rzecz w tym, że w różnych częściach nieba liczy się liczbę gwiazd w kolejnym przedziale wielkości gwiazdowych. Jeśli założymy, że jasności gwiazd są takie same, to na podstawie zaobserwowanej jasności możemy ocenić odległości do gwiazd, a następnie zakładając, że gwiazdy są równomiernie rozmieszczone w przestrzeni, bierzemy pod uwagę liczbę gwiazd znajdujących się w objętościach kulistych skupione wokół Słońca.

Na podstawie tych obliczeń już w XVIII wieku wysunięto wniosek o „płaskości” naszej Galaktyki.

Galaktyka obejmuje co najmniej 150 miliardów. Gwiazdy takie jak nasze Słońce. W pobliżu centralnego obszaru Galaktyki gęstość gwiazd jest miliony razy większa niż w pobliżu Słońca. Uczestnicząc w obrocie Galaktyki, nasze Słońce pędzi z prędkością ponad 220 km, dokonując jednego obrotu co 200-250 milionów lat. Galaktyka ma złożoną strukturę i złożony skład. Współczesna eksploracja Galaktyki wymaga środków technicznych XX wieku, jednak eksploracja Galaktyki rozpoczęła się od dociekliwego spojrzenia na Drogę Mleczną rozciągającą się nad naszymi głowami.

Oprócz naszej Galaktyki we Wszechświecie istnieje wiele innych galaktyk. Ich wygląd jest niezwykle różnorodny, a niektóre z nich są bardzo malownicze. Dla każdej Galaktyki, bez względu na to, jak skomplikowany jest jej wzór zewnętrzny, można znaleźć inną Galaktykę, która jest do niej bardzo podobna, na pierwszy rzut oka podwójna. Jednak bliższe spojrzenie zawsze ujawni zauważalne różnice w dowolnej parze galaktyk, a większość galaktyk bardzo różni się od siebie wyglądem.

Wszystkie galaktyki dzielą się na trzy główne typy:

eliptyczny, oznaczony jako E;

spirala oznaczona S;

nieregularny, oznaczony przez J

Galaktyki eliptyczne są najbardziej niewyraźnym typem galaktyk z wyglądu. Wyglądają jak gładkie elipsy lub koła ze stopniowym spadkiem jasności od środka do obrzeży. Galaktyki eliptyczne składają się z drugiego typu populacji. Zbudowane są z czerwonych i żółtych olbrzymów, czerwonych i żółtych karłów oraz szeregu białych gwiazd o niezbyt dużej jasności. Nie ma biało-niebieskich nadolbrzymów i olbrzymów, których grupy można by obserwować w postaci jasnych skupisk, które nadają strukturę układowi. Nie ma materii pyłowej, która w galaktykach, w których występuje, tworzy ciemne pasy zacieniające kształt układu gwiezdnego. Dlatego zewnętrznie eliptyczne galaktyki różnią się od siebie głównie jedną cechą - większą lub mniejszą kompresją.

Jak się okazało, nie ma bardzo silnie skompresowanych galaktyk eliptycznych, nie znaleziono indeksów kompresji 8, 9 i 10. Najbardziej skompresowane galaktyki eliptyczne to E 7. Niektóre mają współczynnik kompresji 0. Takie galaktyki praktycznie nie są skompresowane.

Galaktyki eliptyczne w gromadach galaktyk to galaktyki gigantyczne, podczas gdy galaktyki eliptyczne poza gromadami to karły w świecie galaktyk.

Galaktyki spiralne to jeden z najbardziej malowniczych typów galaktyk we Wszechświecie. Galaktyki spiralne są przykładem formy dynamicznej. Ich piękne gałęzie, wyłaniające się z centralnego jądra i pozornie tracące swój zarys poza galaktyką, wskazują na potężny, szybki ruch. Uderzająca jest także różnorodność kształtów i wzorów spiralnych gałęzi.

Jądra takich galaktyk są zawsze duże i zwykle stanowią około połowę obserwowanego rozmiaru samej galaktyki.

Zazwyczaj galaktyka ma dwa ramiona spiralne, które rozpoczynają się w przeciwnych punktach jądra, rozwijają się w podobny symetryczny sposób i gubią się w przeciwnych obszarach obrzeży galaktyki.

Udowodniono, że silnie skompresowany układ gwiazd nie może ulec słabej kompresji podczas swojej ewolucji. Niemożliwe jest również przejście odwrotne. Oznacza to, że galaktyki eliptyczne nie mogą zamienić się w galaktyki spiralne, a galaktyki spiralne nie mogą zamienić się w eliptyczne. Te dwa typy reprezentują różne ścieżki ewolucyjne spowodowane różną kompresją systemów. Różna kompresja wynika z różnej wielkości rotacji systemów. Galaktyki, które podczas formowania otrzymały wystarczającą ilość rotacji, przybrały silnie skompresowany kształt i rozwinęły się w nich gałęzie spiralne. Galaktyki, których materia miała mniejszą rotację po utworzeniu, okazały się mniej skompresowane i ewoluowały jako galaktyki eliptyczne.

Istnieje duża liczba galaktyk o nieregularnym kształcie, bez żadnego ogólnego wzoru struktury strukturalnej.

Nieregularny kształt galaktyki może wynikać z tego, że nie miała czasu na przyjęcie prawidłowego kształtu ze względu na małą gęstość znajdującej się w niej materii lub z powodu jej młodego wieku. Istnieje inna wersja: galaktyka może stać się nieregularna w wyniku zniekształcenia jej kształtu w wyniku interakcji z inną galaktyką.

Obydwa takie przypadki występują wśród galaktyk nieregularnych, być może wynika to z podziału galaktyk nieregularnych na dwa podtypy.

Podtyp J1 charakteryzuje się stosunkowo dużą jasnością powierzchniową i złożoną nieregularną strukturą. Francuski astronom Vaucouleurs odkrył oznaki zniszczonej struktury spiralnej w niektórych galaktykach tego podtypu. Ponadto Vaucouleurs zauważył, że galaktyki tego podtypu często występują parami. Możliwe jest również istnienie pojedynczych galaktyk. Tłumaczy się to faktem, że spotkanie z inną galaktyką mogło mieć miejsce w przeszłości, teraz galaktyki się rozdzieliły, ale aby ponownie nabrały prawidłowego kształtu, potrzebują dużo czasu.

Inny podtyp, J 2, ma bardzo niską jasność powierzchniową. Ta cecha odróżnia je od galaktyk wszystkich innych typów. Galaktyki tego podtypu wyróżniają się również brakiem wyraźnej struktury.

Jeśli galaktyka ma bardzo niską jasność powierzchniową przy normalnych wymiarach liniowych, oznacza to, że ma bardzo niską gęstość gwiazdową, a co za tym idzie, bardzo niską gęstość materii.

Obracające się ciało płynne pod wpływem sił wewnętrznych w stanie równowagi przyjmuje kształt elipsoidy. W ogólnej teorii tego problemu udowodniono, że w pewnych warunkach pomiędzy gęstością cieczy a prędkością kątową obrotu elipsoida może być zarówno ściśniętą elipsoidą obrotu, jak i wydłużoną elipsoidą trójosiową, przypominającą cygaro lub nawet igła.

Przez długi czas badacze galaktyk zakładali, że wirujące układy gwiazdowe, po osiągnięciu równowagi, muszą koniecznie przybrać postać skompresowanej elipsoidy rotacyjnej. Jednakże w 1956 roku K.F. Ogorodnikov, po szczegółowym rozważeniu kwestii możliwości zastosowania teorii figur równowagi ciał płynnych w układach gwiazdowych, doszedł do wniosku, że wśród układów gwiazdowych mogą znajdować się takie, które przybrały postać wydłużonej trójosiowej elipsoidy.

Ogorodnikov podaje także przykłady galaktyk, które prawdopodobnie mają kształt wydłużonych trójosiowych elipsoid w kształcie cygara i nie są dyskami obserwowanymi z boku.

Galaktyki takie charakteryzują się brakiem pogrubiającego jądra obserwowanego w części centralnej.

To Ogorodnikov nazwał te galaktyki iglastymi.

Galaktyki często występują parami, ale znacznie trudniej jest ustalić, czy obserwowana para jest fizycznym układem podwójnym galaktyk, czy tylko parą optyczną. W galaktyce podwójnej ruch jednego składnika na orbicie wokół drugiego jest tak powolny, że nie można go zauważyć nawet po wielu latach obserwacji.

Katalog galaktyk podwójnych został opracowany przez szwedzkiego astronoma Holmbera. Zidentyfikował wszystkie pary galaktyk, w których wzajemna odległość składników jest nie większa niż dwukrotność sumy ich średnic.

Katalog zawierał 695 galaktyk podwójnych. Zdecydowana większość z nich to fizycznie galaktyki podwójne. Ale o każdej parze możemy powiedzieć osobno: jest prawdopodobne, że jest to fizycznie podwójna galaktyka.

Parę galaktyk można nazwać fizycznym sobowtórem w trzech przypadkach:

Jeżeli komponenty mają wspólne pochodzenie;

Jeżeli składniki są sprzężone dynamicznie, czyli suma energii kinetycznej i potencjalnej składników jest ujemna;

Jeśli komponenty znajdują się blisko siebie w przestrzeni.

Składniki fizycznie podwójnej galaktyki znajdują się w niemal tej samej odległości od nas. Dlatego prędkości promieniowe spowodowane rozszerzaniem się przestrzeni są dla nich takie same.

Pojęcie „metagalaktyki” nie jest do końca jasne. Powstał na zasadzie analogii z gwiazdami. Obserwacje pokazują, że galaktyki, podobnie jak gwiazdy pogrupowane w gromady otwarte i kuliste, są również pogrupowane w grupy gromad o różnej liczbie.

Jednak w przypadku gwiazd znane są asocjacje wyższego rzędu - układy gwiazdowe (galaktyki), charakteryzujące się większą autonomią, tj. niezależnością od wpływu innych ciał i większą izolacją niż gromady gwiazd. W szczególności wszystkie gwiazdy, które można obserwować gołym okiem przez teleskopy, tworzą układ gwiazd - naszą Galaktykę, liczącą około 100 miliardów. Członkowie. W przypadku galaktyk podobnych układów wyższego rzędu nie obserwuje się bezpośrednio.

Niemniej jednak istnieją pewne powody, aby przypuszczać, że taki układ, Metagalaktyka, istnieje, że jest stosunkowo autonomiczny i stanowi połączenie galaktyk mniej więcej tego samego rzędu, co Galaktyka dla gwiazd naszego układu.

Powinniśmy założyć istnienie innych metagalaktyk.

Rzeczywistość metagalaktyki zostanie udowodniona, jeśli uda się w jakiś sposób określić jej granice i zidentyfikować obserwowalne obiekty, które do niej nie należą.

W związku z hipotetyczną koncepcją Metagalaktyki jako autonomicznego gigantycznego układu galaktyk, obejmującego wszystkie obserwowalne galaktyki i ich gromady, termin „metagalaktyka” stał się coraz częściej używany w celu ułatwienia obserwowalnej (przy użyciu wszystkich istniejących środków obserwacji) części Wszechświata .

Rozmieszczenie gwiazd na niebie po raz pierwszy zbadał V. Herschel pod koniec XVIII wieku. Rezultatem było fundamentalne odkrycie - zjawisko koncentracji gwiazd i płaszczyzny galaktycznej.

Po około półtora wieku nadszedł czas na zbadanie rozmieszczenia galaktyk na niebie. Hubble’owi się to udało.

Galaktyki mają średnio znacznie gorszą jasność od gwiazd. Na całym niebie znajduje się kilka tysięcy gwiazd do 6mag i tylko cztery galaktyki do 6mag. Istnieje około trzech milionów gwiazd do 13 i około siedmiuset galaktyk. Dopiero gdy weźmiemy pod uwagę bardzo słabe obiekty, liczba galaktyk staje się duża i zaczyna zbliżać się do liczby gwiazd tej samej wielkości.

Aby mieć wystarczającą liczbę galaktyk do policzenia, trzeba użyć dużych instrumentów zdolnych uchwycić jasność słabych obiektów. Ale dodatkowa komplikacja wynika z faktu, że słabe galaktyki i słabe gwiazdy nie różnią się od siebie tak zauważalnie, jak jasne gwiazdy od jasnych galaktyk. Słabe galaktyki mają bardzo małe pozorne rozmiary i w obliczeniach łatwo je pomylić z gwiazdami.

Hubble użył 2,5-metrowego teleskopu w Obserwatorium Mount Wilson w Kalifornii, który zaczął działać w latach dwudziestych XX wieku, i zliczył galaktyki do 20 mag w 1283 małych obszarach rozmieszczonych na niebie. W rezultacie im bliżej Drogi Mlecznej znajdowało się dane miejsce, tym mniejsza liczba galaktyk znajdowała się w lokalizacjach Hubble’a. W pobliżu samego równika galaktycznego, w pasie o grubości 20, w ogóle nie obserwuje się galaktyk, z kilkoma wyjątkami. Można powiedzieć, że płaszczyzna Galaktyki jest płaszczyzną dekoncentracji dla galaktyki, a strefa w pobliżu równika galaktycznego jest strefą unikania.

Jest rzeczą oczywistą, że innych układów gwiezdnych, a jest ich miliony, nie można lokalizować w przestrzeni według strefy wyznaczonej przez pewną orientację płaszczyzny symetrii naszej Galaktyki, która sama w sobie jest tylko jednym z wielu układów gwiezdnych. Hubble jasno stwierdził, że w tym przypadku nie zaobserwowano prawdziwego rozkładu galaktyk w przestrzeni, ale rozkład zniekształcony przez pewne warunki widoczności.

W 1953 roku francuski astronom Vaucouleurs badając rozmieszczenie galaktyk na niebie do 12mag, tj. jasnych galaktyk odkrył, że na pewno są one skupione w wielkim kole, prostopadłym do równika galaktycznego. Pasmo o grubości 12 wokół tego koła, stanowiące zaledwie 10% powierzchni nieba, zawiera około 23 wszystkich jasnych galaktyk. Liczba galaktyk na 1 kwadrat. stopień w paśmie jest około 10 razy większy niż na obszarach poza pasmem. Nauka miała już podobne doświadczenie, gdy Herschel, odkrywszy koncentrację gwiazd na płaszczyźnie galaktycznej, ustalił istnienie naszego układu gwiezdnego i ustalił, że jest on spłaszczony. Vaucouleurs również doszli do wniosku o istnieniu gigantycznego spłaszczonego układu galaktyk i nazwali go supersystemem galaktyk.

Znaczenie supersystemu galaktyk dla ogólnej struktury Wszechświata jest ogromne. Supersystem jest znacznie większy niż gromady galaktyk. Liczbę galaktyk wchodzących w skład jej składu oblicza się nie w tysiącach, jak w dużych gromadach, ale w wielu dziesiątkach tysięcy, sięgających być może stu tysięcy.

Średnicę supersystemu można oszacować na 30 M ps. Galaktyka jest daleko od centrum i ogólnie blisko krawędzi. Jego odległość od zewnętrznej granicy supersystemu wynosi 2-4 Mps. Centrum supersystemu znajduje się w gromadzie galaktyk w Pannie i samą gromadę można uznać za rdzeń supersystemu.

Nie tylko promieniowanie optyczne galaktyk wykazuje koncentrację w kierunku płaszczyzny supersystemu galaktyk. Ogólna emisja radiowa emanująca z nieba również wykazuje wyraźną koncentrację w kierunku tej samej płaszczyzny. Ponieważ emisja radiowa z nieba jest w dużej mierze powodowana przez galaktyki, można to postrzegać jako potwierdzenie istnienia supersystemu galaktyk.

Odległość do innych galaktyk, w przeciwieństwie do planet Układu Słonecznego, jest bardzo duża, dlatego czynnik czasu staje się kluczowy.

Prędkość rakiety kosmicznej na różnych odcinkach trasy jest ograniczona maksymalnym przyspieszeniem, jakie pasażerowie mogą wytrzymać przez długi czas. Ponadto prędkość rakiety nie może osiągnąć prędkości światła.

Jeśli rakieta porusza się ze stałym przyspieszeniem 10 ms, pasażerowie będą czuli się świetnie. Nie będzie stanu nieważkości, pasażerowie będą doświadczać dokładnie takich samych doznań fizycznych, jak na Ziemi. Wyjaśnia to fakt, że przyspieszenie grawitacyjne na Ziemi jest również równe 10 ms (dokładniej 9,81 ms).

Aby jednak skrócić czas lotu, potrzebna jest większa prędkość, a co za tym idzie, większe przyspieszenie.

Zdrowi ludzie mogą zadowalająco tolerować stałe przyspieszenie o wartości 20 ms przez długi czas. Pasażer czułby się tak samo, jak na powierzchni planety, na której przyspieszenie grawitacyjne, a co za tym idzie i siła grawitacji, jest dwukrotnie większe niż na Ziemi. Dodatkowe obciążenie ponad normalną wagę będzie równomiernie rozłożone na całe ciało człowieka.

Możemy zatem założyć stałe przyspieszenie wynoszące 20 ms. Przy takim przyspieszaniu na ogromnych dystansach prędkość może osiągać bardzo duże wartości.

Im większy jest stosunek masy rakiety z paliwem do jej masy bez paliwa, tym większa jest wartość osiąganej prędkości rakiety.

Dopóki nie zostaną osiągnięte bardzo duże prędkości i nie będzie można zastosować mechaniki klasycznej, stały stosunek ciągu do masy rakiety wynoszący 20 ms jest równy przyspieszeniu rakiety.

Prędkość 55,2 km zostanie osiągnięta w ciągu 2760 s, kiedy przebyta droga wyniesie 76 000 km. Po przebyciu tej odległości paliwo się wyczerpie i urządzenie rakietowe przestanie działać.

Zatem metoda nadawania ciągu rakiecie poprzez spalanie paliwa chemicznego, stosowana obecnie w astronautyce, nie może być stosowana do lotów do gwiazd i galaktyk. Nadaje się tylko do układu słonecznego. Konieczne jest znalezienie takiej metody wytwarzania ciągu odrzutowego, w której emitowane cząstki miałyby znacznie większą prędkość niż współczesne rakiety. Konieczne jest, aby prędkość ta była porównywalna z prędkością światła lub nawet jej równa. Pomysł takiej rakiety zaproponowano już dawno temu. Rolę cząstek uciekających z rakiety powinny pełnić cząstki światła – fotony, a rakieta będzie poruszać się w przeciwnym kierunku. Źródłem promieniowania mogą być reakcje jądrowe i inne procesy, w których uwalniana jest energia elektromagnetyczna.

Trudności wiążą się z koniecznością uzyskania silnego strumienia fotonów przy stosunkowo małej masie urządzenia. Ponadto konieczne jest zabezpieczenie urządzenia przed niszczycielskim działaniem wysokich temperatur. Takie źródło energii jeszcze nie powstało, ale najwyraźniej powstanie.

Jednak niezależnie od tego, jak wielkie są osiągnięcia człowieka, nawet zastosowanie w przyszłości rakiety fotonowej o bardzo dużym stosunku mas początkowej do końcowej umożliwi loty powracające tylko do kilku najbliższych gwiazd. Dotarcie do innych galaktyk nigdy nie będzie możliwe dla człowieka. I dlatego gwiazdy wydają się ludziom czymś tajemniczym, bajecznym, cudownym. I chyba nie ma osoby, która by ich nie podziwiała, która nie kochałaby gwiazd.

Bibliografia

Arzumanyan „Niebo. Gwiazdy. Wszechświat” M. 1987

Woroncow B.A. „Eseje o wszechświecie” M. 1976

Siegel F.Yu. „Skarby gwiaździstego nieba” M. 1976

Klimishin I.A. „Astronomia naszych czasów” M. 1980

Agekyan T.A. "Gwiazdy. Galaktyki. Metagalaktyki” M. 1982

Chikhevsky A.A. „Ziemskie echo burz słonecznych” M. 1976.

Do przygotowania tej pracy wykorzystano materiały ze strony http://referat2000.bizforum.ru/

Rozmieszczenie gwiazd w Galaktyce charakteryzuje się dwiema wyraźnymi cechami: po pierwsze, bardzo dużą koncentracją gwiazd w płaszczyźnie galaktycznej, a po drugie, dużą koncentracją w centrum Galaktyki. Jeśli więc w pobliżu Słońca, w dysku, na 16 parseków sześciennych przypada jedna gwiazda, to w centrum Galaktyki na jeden parsek sześcienny przypada 10 000 gwiazd. Oprócz zwiększonej koncentracji gwiazd, w płaszczyźnie Galaktyki występuje również zwiększone stężenie pyłu i gazu.

Wymiary galaktyki:
– średnica dysku Galaktyki wynosi około 30 kpc (100 000 lat świetlnych),
– grubość – około 1000 lat świetlnych.

Słońce znajduje się bardzo daleko od jądra galaktyki – w odległości 8 kpc (około 26 000 lat świetlnych).

Centrum Galaktyki znajduje się w gwiazdozbiorze Strzelca w kierunku? = 17h46,1m, ? = –28°51′.

Galaktyka składa się z dysku, halo i korony. Centralny, najbardziej zwarty obszar Galaktyki nazywany jest jądrem. W jądrze występuje duża koncentracja gwiazd, tysiące gwiazd w każdym parseku sześciennym. Gdybyśmy żyli na planecie w pobliżu gwiazdy znajdującej się w pobliżu jądra Galaktyki, wówczas na niebie byłoby widać dziesiątki gwiazd o jasności porównywalnej do Księżyca. Podejrzewa się, że w centrum Galaktyki istnieje masywna czarna dziura. Prawie cała materia molekularna ośrodka międzygwiazdowego jest skoncentrowana w pierścieniowym obszarze dysku galaktycznego (3–7 kpc); zawiera największą liczbę pulsarów, pozostałości supernowych i źródeł promieniowania podczerwonego. Promieniowanie widzialne z centralnych obszarów Galaktyki jest przed nami całkowicie ukryte przez grube warstwy materii pochłaniającej.

Galaktyka składa się z dwóch głównych podsystemów (dwóch składników), zagnieżdżonych jeden w drugim i połączonych ze sobą grawitacyjnie. Pierwsza nazywa się halo sferyczna, jej gwiazdy skupiają się w kierunku centrum galaktyki, a gęstość materii znajdującej się wysoko w centrum galaktyki dość szybko spada wraz z odległością od niej. Centralna, najgęstsza część halo znajdująca się w odległości kilku tysięcy lat świetlnych od centrum Galaktyki nazywana jest zgrubieniem. Drugi podsystem to masywny dysk gwiazdowy. Wygląda jak dwie płyty złożone na krawędziach. Koncentracja gwiazd w dysku jest znacznie większa niż w halo. Gwiazdy wewnątrz dysku poruszają się po kołowych trajektoriach wokół centrum Galaktyki. Słońce znajduje się w dysku gwiazdowym pomiędzy ramionami spiralnymi.

Gwiazdy dysku galaktycznego nazwano populacją typu I, gwiazdy halo - populacją typu II. Dysk, płaski składnik Galaktyki, zawiera gwiazdy wczesnych typów widmowych O i B, gwiazdy gromad otwartych i ciemne mgławice pyłowe. Przeciwnie, halo składają się z obiektów, które powstały we wczesnych stadiach ewolucji Galaktyki: gwiazd gromad kulistych, gwiazd typu RR Lyrae. Gwiazdy ze składnikiem płaskim w porównaniu do gwiazd ze składnikiem kulistym charakteryzują się większą zawartością pierwiastków ciężkich. Wiek populacji komponentu kulistego przekracza 12 miliardów lat. Zwykle przyjmuje się, że jest to wiek samej Galaktyki.

W porównaniu do halo dysk obraca się zauważalnie szybciej. Prędkość obrotowa dysku nie jest taka sama w różnych odległościach od środka. Masę dysku szacuje się na 150 miliardów M. Dysk zawiera spiralne gałęzie (rękawy). Młode gwiazdy i centra powstawania gwiazd zlokalizowane są głównie wzdłuż ramion.

Dysk i otaczające go halo są osadzone w koronie. Obecnie uważa się, że rozmiar korony Galaktyki jest 10 razy większy niż rozmiar dysku.