Астрономия и телескопы
Главная КНИГИ Статьи ГОСТЕВАЯ КНИГА ССЫЛКИ НОВОСТИ Копии старинных атласов Астроюмор


Вселенная
Вселенная - весь существующий материальный мир, безграничный во времени и бесконечно разнообразный по формам, которые принимает материя в процессе своего развития.
Вселенная - самая большая известная структура, включающая в себя все сущее. Согласно последним научным данным, возраст Вселенной составляет 13,7±0,2 миллиарда лет. Система Млечного пути.
Система Млечного пути - обширная звездная система (галактика), к которой принадлежит Солнце.
Система Млечного пути состоит из множества звезд различных типов, а также звездных скоплений и ассоциаций, газовых и пылевых туманностей и отдельных атомов и частиц, рассеянных в межзвездном пространстве. Большая часть их занимает объем линзообразной формы поперечником около 100'000 и толщиной около 12'000 световых лет. Меньшая часть заполняет почти сферический объем с радиусом около 50'000 световых лет.
Все компоненты Галактики связаны в единую динамическую систему, вращающуюся вокруг малой оси симметрии. Центр Системы находится в направлении созвездия Стрельца.
Для земного наблюдателя большинство звезд галактики сливается в видимую картину Млечного Пути, представляющую собой бледно светящуюся полосу на ночном небе. греч.Galaktikos - молочный, млечный

Галактика
(позднегреч. Galaktikos - молочный, млечный, от греческого gala - молоко), обширная звёздная система, к которой принадлежит Солнце, а следовательно, и вся наша планетная система вместе с Землёй. Г. состоит из множества звёзд различных типов, а также звёздных скоплений и ассоциаций, газовых и пылевых туманностей и отдельных атомов и частиц, рассеянных в межзвёздном пространстве. Большая часть их занимает объём линзообразной формы поперечником около 30 и толщиной около 4 килопарсек (соответственно около 100 тыс. и 12 тыс. световых лет). Меньшая часть заполняет почти сферический объём с радиусом около 15 килопарсек (около 50 тыс. световых лет). Все компоненты Г. связаны в единую динамическую систему, вращающуюся вокруг малой оси симметрии. Земному наблюдателю, находящемуся внутри Г., она представляется в виде Млечного Пути (отсюда и её название - "Г.") и всего множества отдельных звёзд, видимых на небе. В связи с этим Г. называется также системой Млечного Пути. В отличие от всех др. галактик, ту, к которой принадлежит Солнце, иногда называют "нашей Галактикой" (термин пишут всегда с прописной буквы).
Галактикигигантские звёздные системы, подобные нашей звёздной системе —Галактикев состав которой входит Солнечная система. (Термин «галактики», в отличие от термина «Галактика», пишут со строчной буквы.) Устаревшие название Г. «внегалактические туманности» и «анагалактические туманности» отражают тот факт, что они видны на небе как светлые туманные пятна вне полосы Млечного Пути (Галактики), которая является, т. о., для них «зоной избегания». В этой зоне Г. не видны из-за концентрации тёмной, поглощающей свет пылевой материи вблизи экваториальной плоскости нашей Галактики. Природа Г. стала известна после того, как американский астроном Э. Хаббл в 20-х гг. 20 в. обнаружил, что ближайшие Г. состоят из множества очень слабых звёзд, которые при наблюдении в небольшие телескопы сливаются в сплошное светлое пятно — туманность. Среди отдельных наиболее ярких звёзд ему удалось обнаружить переменные звёзды типа цефеидизмерение видимого блеска которых позволяет установить расстояние до систем, в которые они входят. Таким путём было окончательно установлено, что Г. находятся далеко за пределами нашей Галактики и имеют размеры, сравнимые с ней. Ближайшими к ним г. оказались похожие на обрывки Млечного Пути Магеллановы Облака, расстояние до которых составляет 46 килопарсек (около 150 тыс. световых лет). В поперечнике они в несколько раз меньше нашей Галактики и, по-видимому, являются её спутниками. Расстояния до далёких Г. оценивают по красному смещению— смещению линий в спектре Г., обусловленному Доплера эффектом. Это смещение статистически возрастает с увеличением расстояния до Г. Расстояние до наиболее далёких Г., различимых на фотографиях, полученных с помощью самых крупных телескопов, составляет более 1 млрд. парсек (более 3 млрд. световых лет). В 20—30-х гг. 20 в. Хаббл разработал основы структурной классификации Г., согласно которой различают 3 класса Г.: 1) спиральные Г., характерные 2 сравнительно яркими ветвями, расположенными вокруг ядра по спирали. Ветви выходят либо из яркого ядра (такие Г. обозначаются S), либо из концов светлой перемычки, пересекающей ядро (обозначаются SB). 2) Эллиптические Г. (Е), имеющие форму эллипсоидов. 3) Иррегулярные (неправильные) Г. (I), обладающие неправильными формами. По степени клочковатости ветвей спиральные Г. разделяются на подтипы: а, b и с. У первых из таких Г. ветви аморфны, у вторых — несколько клочковаты, у третьих — очень клочковаты, а ядро всегда неярко и мало. Во 2-й половине 40-х гг. 20 в. У. Бааде (США) установил, что клочковатость спиральных ветвей и их голубизна растут с повышением содержания в них горячих голубых звёзд, их скоплений и диффузных туманностей. Центральные части спиральных Г. желтее, чем ветви, и содержат старые звёзды (население 2-го типа, по Бааде, или население сферической составляющей), тогда как плоские спиральные ветви состоят из молодых звёзд (население 1-го типа, или население плоской составляющей). Плотность распределения звёзд в пространстве растет с приближением к экваториальной плоскости спиральных Г. Эта плоскость является плоскостью симметрии системы, и большинство звёзд при своём обращении вокруг центра Г. остаётся вблизи неё; периоды обращения составляют 107—109 лет. При этом внутренние части вращаются как твёрдое тело, а на периферии угловая и линейная скорости обращения убывают с удалением от центра. Однако в некоторых случаях находящееся внутри ядра ещё меньшее ядрышко («керн») вращается быстрее всего. Аналогично вращаются и неправильные Г., являющиеся также плоскими звёздными системами. Эллиптические Г. состоят из звёзд 2-го типа населения. Вращение обнаружено лишь у наиболее сжатых из них. Космической пыли в них, как правило, нет, чем они отличаются от неправильных и особенно спиральных Г., в которых поглощающее свет пылевое вещество имеется в большом количестве. В спиральных Г. оно составляет от несколько тысячных до сотой доли полной их массы. Вследствие концентрации пылевого вещества к экваториальной плоскости, оно образует темную полосу у Г., повёрнутых к нам ребром и имеющих вид веретена. Радиоастрономические наблюдения позволили обнаружить в Г. скопления нейтрального водорода, Масса его относительно мала в спиральных Г. Sa, достигает нескольких процентов в Sb и доходит до 10% от массы звёзд в галактиках Sc, а также в неправильных Г. В основном нейтральный водород — главная часть газовой составляющей Г. — расположен в узком экваториальном слое, но отдельные облака наблюдаются и далеко от него, где нет весьма горячих звёзд, способных ионизовать его и привести в состояние свечения.

Последующие наблюдения показали, что описанная классификация недостаточна, чтобы систематизировать всё многообразие форм и свойств Г. Так, были обнаружены Г., занимающие в некотором смысле промежуточное положение между спиральными и эллиптическими Г. (обозначаются S0). Эти Г. имеют огромное центральное сгущение и окружающий его плоский диск, но спиральные ветви отсутствуют, В 60-х гг. 20 в. были открыты многочисленные кольцеобразные и дисковидные Г. со всеми градациями обилия горячих звёзд и пыли. Ещё в 30-х гг. 20 в. были открыты эллиптические карликовые Г. в созвездиях Печи и Скульптора с крайне низкой поверхностной яркостью, настолько малой, что эти, одни из ближайших к нам, Г. даже в центральной своей части с трудом видны на фоне неба. С др. стороны, в начале 60-х гг. 20 в. было открыто множество далёких компактных Г., из которых наиболее далёкие по своему виду неотличимы от звёзд даже в сильнейшие телескопы. От звёзд они отличаются спектром, в котором видны яркие линии излучения с огромными красными смещениями, соответствующими таким большим расстояниям, на которых даже самые яркие одиночные звёзды не могут быть видны. В отличие от обычных далёких Г., которые из-за сочетания истинного распределения энергии в их спектре и красного смещения выглядят красноватыми, наиболее компактные Г. (называемые также квазизвёздными Г.) имеют голубоватый цвет. Как правило, эти объекты в сотни раз ярче обычных сверхгигантских Г., но есть и более слабые. У многих Г. обнаружено радиоизлучение нетепловой природы, возникающее, согласно теории сов. астронома И. С. Шкловского, при торможении в магнитном поле электронов и более тяжелых заряженных частиц, движущихся со скоростями, близкими к скорости света (т. н. синхротронное излучение). Такие скорости частицы получают в результате грандиозных взрывов внутри Г.

Компактные далёкие Г., обладающие мощным нетепловым радиоизлучением, называются N-галактиками. Звездообразные источники с таким радиоизлучением называются квазарами (квазизвёздными радиоисточниками), а Г., обладающие мощным радиоизлучением и имеющие заметные угловые размеры, — радиогалактиками. Все эти объекты чрезвычайно далеки от нас, что затрудняет их изучение. Радиогалактики, имеющие особенно мощное нетепловое радиоизлучение, обладают преимущественно эллиптической формой, встречаются и спиральные. Большой интерес представляют т. н. галактики Сейферта. В спектрах их небольших ядер имеется много очень широких ярких полос, свидетельствующих о мощных выбросах газа из их центра со скоростями, достигающими несколько тысяч км/сек. У некоторых галактик Сейферта обнаружено очень слабое нетепловое радиоизлучение. Не исключено, что и оптическое излучение таких ядер, как и в квазарах, обусловлено не звёздами, а также имеет нетепловую природу. Возможно, что мощное нетепловое радиоизлучение — временный этап в развитии квазизвёздных Г. Близкие к нам радиогалактики изучены полнее, в частности методами оптической астрономии. В некоторых из них обнаружены пока ещё не объяснённые до конца особенности. Так, в гигантской эллиптической галактике Центавр А обнаружена необычайно мощная тёмная полоса вдоль её диаметра. Ещё одна радиогалактика состоит из двух эллиптических Г., близких друг к другу и соединённых перемычкой, состоящей из звёзд. При изучении неправильной галактики М82 в созвездии Большой Медведицы американские астрономы А. Сандидж и Ц. Линде в 1963 пришли к заключению, что в её центре около 1, 5 миллионов лет тому назад произошёл грандиозный взрыв, в результате которого во все стороны со скоростью около 1000 км/сек были выброшены струи горячего водорода. Сопротивление межзвёздной среды помешало распространению струй газа в экваториальной плоскости, и они потекли преимущественно в двух противоположных направлениях вдоль оси вращения Г. Этот взрыв, по-видимому, породил и множество электронов со скоростями, близкими к скорости света, которые явились причиной нетеплового радиоизлучения.

Задолго до обнаружения взрыва в М82 для объяснения многочисленных др. фактов сов. астроном В. А. Амбарцумян выдвинул гипотезу о возможности взрывов в ядрах Г. По его мнению, такое вещество и сейчас находится в центре некоторых Г. и оно может делиться на части при взрывах, которые сопровождаются сильным радиоизлучением. Т. о., радиогалактики — это Г., у которых ядра находятся в процессе распада. Выброшенные плотные части, продолжая дробиться, возможно, образуют новые Г. — сестры, или спутники Г. меньшей массы. При этом скорости разлёта осколков могут достигать огромных значений. Исследования показали, что многие группы и даже скопления Г. распадаются: их члены неограниченно удаляются друг от друга, как если бы они все были порождены взрывом.

Не объяснены ещё также причины образования т. н. взаимодействующих Г., обнаруженных в 1957—58 сов. астрономом Б. А. Воронцовым-Вельяминовым. Это пары или тесные группы Г., в которых один или несколько членов имеют явные искажения формы, придатки; иногда они погружены в общий светящийся туман. Наблюдаются также тонкие перемычки, соединяющие пару Г., и «хвосты», направленные прочь от соседней Г., как бы отталкиваемые ею. Перемычки иногда бывают двойными, что свидетельствует о том, что искажения форм взаимодействующих Г. не могут быть объяснены приливными явлениями. Часто большая Г. одной из своих ветвей, иногда деформированной, соединяется со спутником. Все эти детали, подобно самим Г., состоят из звёзд и иногда диффузной материи.

Часто Г. встречаются в пространстве парами и более крупными группами, иногда в виде скоплений, содержащих сотни Г. Наша Галактика с Магеллановыми Облаками и с др. ближайшими Г. составляет, вероятно, также отдельное местное скопление Г. Магеллановы Облака и наша Галактика, по-видимому, погружены в общее для них водородное облако. Группы и скопления разнообразны по типам входящих в них Г. Иногда в них входят только спиральные и неправильные, иногда только эллиптические Г., иногда же — и те, и другие. Ближайшими к нам являются разреженное облако галактик в Большой Медведице и неправильное скопление в созвездии Девы. Оба содержат Г. всех типов. Очень богатое и компактное скопление галактик Е и S0, находящееся в созвездии Волос Вероники, насчитывает тысячи членов. Светимости и размеры Г. весьма разнообразны. Г.-сверхгиганты имеют светимости, в 1011 раз превышающие светимость Солнца, квазары в среднем ещё в 100 раз ярче; слабейшие же из известных Г.-карликов сравнимы с обычными шаровыми звёздными скоплениями в нашей Галактике. Их светимость составляет около 105 светимости Солнца. Размеры Г. весьма разнообразны и колеблются от десятков парсек до десятков тысяч парсек.

Пространство между Г., особенно внутри скоплений Г., по-видимому, содержит иногда космическую пыль. Радиотелескопы не обнаруживают в них ощутимого количества нейтрального водорода, но космические лучи пронизывают его насквозь, так же, как и электромагнитное излучение.

Рассеянными звездными скоплениями называют гравитационно связанные группы звезд, имеющих общее происхождение, близкий химический состав и возраст. Сейчас известно около 1500 рассеянных скоплений, находящихся в основном на расстоянии 2000 парсек от Солнца. Предполагается, что в нашей Галактике всего 20 000 рассеянных звездных скоплений. Обычно рассеянные скопления содержат 100 - 1000 звезд, но известны скопления, содержащие ~10 000 звезд. Рассеянное звездное скопление состоит из относительно плотного ядра и более разряженной короны, содержащей, однако, сравнимое с ядром количество звезд. В среднем радиус ядра ~3 парсека, радиус короны в 2 - 10 раз больше. Рассеянные скопления характеризуются чрезвычайно разнообразным звездным составом. В них наблюдаются голубые и красные сверхгиганты, гиганты, двойные и магнитные звезды, различные переменные звезды. В отличие от шаровых звёздных скоплений, рассеянные звездные скопления сильно концентрируются к плоскости Галактики. Для большинства рассеянных скоплений расстояние от галактической плоскости составляет не более 100 - 300 парсек. Главное отличие рассеянных скоплений от шаровых - разнообразие Герцшпрунга - Ресселла диаграмм, что связано с большим разбросом возрастов рассеянных скоплений. Возраст самых молодых скоплений оценивается в несколько миллионов лет, самых старых - в 5 - 10 млрд. лет. Химический состав рассеянных скоплений достаточно однороден - металличность (т. е. содержание в звёздах элементов тяжелее гелия) скоплений различается не более чем в 5 раз и в среднем близка к солнечной. Металличность рассеянных скоплений уменьшается с увеличением расстояния от центра Галактики и от плоскости диска. По-видимому, имеется зависимость между возрастом рассеянных скоплений и химическим составом: у старых скоплений металличность в среднем меньше! Химический состав рассеянных скоплений достаточно однороден - металличность (т. е. содержание в звёздах элементов тяжелее гелия) скоплений различается не более чем в 5 раз и в среднем близка к солнечной. Металличность рассеянных скоплений уменьшается с увеличением расстояния от центра Галактики и от плоскости диска. По-видимому, имеется зависимость между возрастом рассеянных скоплений и химическим составом: у старых скоплений металличность в среднем меньше!
Copyright MyCorp © 2017Бесплатный хостинг uCoz