Наша галактика

План:

1.

ВВЕДЕНИЕ

.

2. ВІДКРИТТЯ ГАЛАКТИКИ.

3. СПІВДРУЖНОСТІ ЗВЕЗД.

4. ЗОРЯНІ СКОПЛЕНИЯ.

5. МІЖ ЗВЕЗДАМИ.

6. АСОЦІАЦІЇ І ПОДСИСТЕМЫ.

7. МІСЦЕВИЙ СИСТЕМА.

8. ВЫВОДЫ.

Астрономія — це наука Всесвіт, вивчає рух, будова, походження та розвитку небесних тіл та його систем. Як і у світі, астрономія має тривалу історію, майже велику, ніж будь-яка інша наука.

Під час знайомства із навколишньою нас Всесвіту виникали нові області пізнання. Народжувалися окремі напрями досліджень, поступово які складалися в самостійні наукові дисципліни. Усі вони, зрозуміло, об'єднувалися загальними інтересами астрономії, але порівняно вузька спеціалізація всередині астрономії дедалі більше і більше давала себе знать.

У сучасному астрономії чітко виділилися такі разделы:

I. Астрометрія — найдавніший розділ астрономії, вивчав становище на небі небесних тіл у визначені моменти часу. Де ж і коли — такий сутнісно основне питання, який відповідає астрометрія. Вочевидь, для відповіді треба знати ту систему координат, щодо якої визначають становище тіла, й уміти вимірювати часові відтинки з допомогою рівномірного движения.

Породжена потребами практики, астрометрія досі залишається найбільш «практичної», прикладної галуззю астрономії. Виміри часу й місцеположення потрібні переважають у всіх справах людських, і тому важко вказати обставини, де астрометрія безпосередньо чи опосередковано не знаходила б собі применение.

II. Небесна механіка виникла лише XVII в. коли всі можливим вивчати сили, управляючі рухом небесних тіл. Головною з цих сил, як відомо, є гравітаційна сила, т. е. сила тяжіння, чи, інакше кажучи, сила взаємного тяжіння небесних тіл. Хоча природа гравітації досі незрозуміла, теорія руху небесних тіл під впливом тяжіння розроблена дуже грунтовно, як, втім, і теорія постатей рівноваги небесних тіл, визначених гравітацією і обертанням. Обидві ці теорії, і вони становлять головне, що робить небесна механика.

III. Майже з небесної механікою розвивався і астрофізика — галузь астрономії, що вивчає фізичну природу небесних тіл. А стало це можливо завдяки винаходу телескопа, який далеке зробив близьким і навіть дозволив розглянути дивовижні подробиці на небо та небесних тілах. Особливо бурхливий розвиток астрофізика пережила з відкриттям спектрального аналізу, у ХІХ ст. Стрімке зростання астрофізичних знань, небачено швидке розширення коштів дослідження фізики космосу триває і до нашого время.

IV. Зоряна астрономія вивчає будову та розвиток зоряних систем. Цей поділ виник за межею XVIII і ХІХ ст. з класичних робіт Вільяма і Джона Гершелей. Подальші кроки розуміння зоряних систем показали, що зоряна астрономія немислима без астрофізики. Приблизно так, як і сучасної астрономії астрометрія все тісніше зближується з небесної механікою, астрофізичні методи дослідження мають дедалі великої ваги у дослідженні зоряних систем.

V. Конкретні дані, видобуті переліченими вище галузями астрономії, узагальнюються космогонією, що вивчає походження та розвитку небесних тіл. Оскільки еволюція небесних тіл відбувається, зазвичай, за терміни, незрівнянно більші, ніж час существованиячеловека, решение космогонічних проблем — справа важка. Щоправда, певною мірою воно полегшується деякими быстропротекающими космічними процесами типу вибухів, що у останнім часом відкривають дедалі більше. Проте розгадати їх еволюційний сенс які завжди просто.

VI. Космологія займається найбільш загальними питаннями будівлі та еволюції всього, світу загалом. Космологи намагаються розглядати Всесвіт загалом, не забуваючи, звісно, у тому, що завжди доступне тільки обмежена частина нескінченного і невичерпного як не глянь Миру. Тому космологічні «моделі» усього Всесвіту, т. е. теоретичні схеми «Миру загалом», неминуче страждають спрощенством і у більшої або меншою мірою відбивають реальність. Космологія завжди була й залишається сферою ідеологічної боротьби ідеалістичного і матеріалістичного мировоззрений.

Ця робота присвячена однією з основних частин зоряної астрономії - нашої Галактике.

Планета Земля належить Сонячну систему, що складається з єдиною зірки — Сонця і дев’яти планет зі своїми супутниками, тисяч астероїдів, комет, незліченних частинок пилу, і всі звертається навколо Сонця. Поперечник Сонячної системи становить приблизно 13 109 км.

Сонце і Сонячна система перебувають у одному з велетенських спіральних рукавів Галактики, званої Млечным Шляхом. Наша Галактика містить понад 100 млрд. зірок, міжзоряний на газ і пил, і всі звертається навколо її центру. Поперечник Галактики становить приблизно 100 м 000 світлових років (мільярд мільярдів километров).

Далі розглядатиметься історія вивчення й будову нашої Галактики.

ВІДКРИТТЯ ГАЛАКТИКИ.

3вездная астрономія, тобто. розділ астрономії, вивчав будова зоряних систем, виникла порівняно недавно, усього дві століття тому. Раніше вона могла виникнути, так як оптичні кошти дослідження Всесвіту були ще вкрай недосконалі. Щоправда, висловлювалися різні умоглядні ідеї про будову зоряного світу, часом геніальні. Так, давньогрецький філософ Демокріт (460—370 р. е.) вважав Чумацький Шлях скопищем слабосветящихся зірок. Німецький учений XVIII в. Йоганн Ламберт (1728—1777) думав, що зоряний світ має поетапне, ієрархічне будова: менші системи зірок утворюють великі, ті, у своє чергу, ще великі і т. буд., на кшталт відомої іграшкової «матрьошки». І це «драбина систем», по Ламберту, немає кінця, т. е. така «структурна» Всесвіт нескінченна. Але, на жаль, всі такі ідеї не підкріплювалися фактами, і зоряна астрономія як наука зародилася лише працях Вільяма Гершеля (1738—1822), великого спостерігача і дослідника зоряної Вселенной.

За свою довге життя він відшліфувала для телескопів близько 430 телескопічних дзеркал, у тому числі величезне дзеркало діаметром 122 див і фокусним відстанню 12 м. Гершелю стала доступною безліч дуже слабких зірок, що відразу розширило горизонти пізнання. Вдалося вийшла у глибини зоряного мира.

Ще 683 р. н.е. китайський астроном І. Синь поміряв координати 28 зірок і зазначив зміни проти більш древніми визначеннями. Це змусило його висловити припущення про власну русі зірок у просторі. У 1718 р. Едмунд Галлей виходячи з спостережень Сиріуса, Альдебарана і Арктура підтвердив цю гіпотезу. Наприкінці ХVIII в. відомими власні руху всього 13 зірок. Але й із таких вкрай бідним даним Гершелю вдалося знайти рух за наше Сонце в пространстве.

Ідея методу Гершеля проста. Йдучи по рясному лісі, здається, дерева попереду розступаються, а ззаду, навпаки, сходяться. Ось і на небі — у його частини, куди летить Сонце разом із Сонячної системою (сузір'я Геркулеса), зірки здаватимуться «разбегающимися» убік від апекса — точки неба, куди спрямований вектор швидкості Сонця. Навпаки, на протилежному точці неба (антиапексе) зірки мають здаватися сходящимися. Ці ефекти і виявлено Гершелем, а й через жалюгідній кількості даних швидкість руху Сонця він визначив неточно.

Гершель відкрив безлічі подвійних, потрійних і взагалі кратних зірок події і виявив у яких рух компонентів. Це доводило, що кратні зірки — фізичні системи, підлягають закону тяжіння. Але головне заслуга Вільяма Гершеля у його дослідженні загального будівлі зоряного мира.

Завдання важкою. На той час (кінець ХУШ в.) ні до із зірок був відомо відстань. Довелося тому запровадити ряд спрощують припущень. Так, Гершель припустив, що це зірки розподілені у просторі рівномірно. Саме там, де спостерігаються згущення зірок, у напрямку зоряна система має велику протяжність. Довелося також припустити, що це зірки випромінюють однакову кількість світла, які видима зоряна величина залежить від відстані. І, нарешті, світовий простір Гершель вважав абсолютно прозорим. Усі ці три припущення були, як ми тепер знаємо, помилковими, але нічого кращого у часи Гершеля придумати не міг. На зоряне небо Гершель виділив 1083 майданчики і кожної їх підраховував число зірок даної зоряної величини. Припустивши потім, що яскраві зірки найбільш близькі до Землі, Гершель прийняв їх відстань від Землі за одиницю й у цих відносних масштабах побудував схему нашої зоряної системи. У цьому Гершель думав, що його телескопи дозволяють бачити самі далекі зірки Галактики.

Схема будівлі Галактики по Гершелю була, звісно, далекою від дійсності. Виходило, що поперечник Галактики дорівнює 5800 св. років, та її товщина 11ОО св. років, причому Сонячна система перебуває неподалік галактичного центру. Хоча у цієї роботи справжніх розмірів нашої зоряної системи зменшено по крайнього заходу в 15 разів, і становище Сонця оцінений не так, годі було применшувати значення відкриття Гершеля. Саме він вперше дослідним шляхом довів структурність зоряної Всесвіту, спростувавши популярні на той час погляди про рівномірному розподілі зірок в нескінченному пространстве.

Следующий, весьмаважный внесок у вивчення Галактики внесли російські вчені. Вихованець Дерптського (Тартуського) університету Василь Якович Струве був охарактеризований першим астрономом, який в 1837 р. поміряв відстань до зірок. По його вимірам відстань до Веги одно 26 св. років, що дуже близько до сучасних результатам. Незалежно від Струве в 1838 г. Ф. Бессель (1784— 1846) поміряв відстань до зірки 61 Лебєдя (11,1 св. років), та був Т Гендерсону (1798—1844) в 1839 г. вдалося знайти найближчу до намзвездуАльфуЦентавра (4,3 св. року). Пізніше відстані до цілого ряду зірок було виміряно Пулковської обсерваторії X. Петерсом (1806—1880).

Як тоді писали, «лот, закинутий завглибшки світобудови, дістав дно». Стали відомі масштаби зоряних відстаней. Потрібно було продовжити роботи Гершеля більш рівні знань. Цим і нарешті зайнявся В. Я. Струве.

Теоретично підрахувавши, скільки зірок повинні прагнути бути видимі в телескопи Гершеля і він бачив насправді, У. Я Струве дійшов фундаментального відкриттю. Міжзоряний простір наповнений речовиною, що поглинає світло зірок. Без урахування цієї міжзоряного поглинання з’ясувати будова Галактики неможливо. До речі надати, оцінка величини поглинання світла, подсчитанная Струве, близька до сучасних оценкам.

На відміну від Гершеля, Струве не вважав світність зірок однаковою. Але зірок з заздалегідь відомим перед тим відстанню було дуже замало, й тому врахувати світність зірок Струве міг лише приближенно.

У 1847 р побачив світ узагальнюючий працю В. Я. Струве «Етюди зоряної астрономії». У ньому автор дійшов висновку, що згущення зірок у площині Чумацького Шляху — реальне явище, і, отже, Галактика повинна мати форму плоского диска. За дослідженнями Струве, Сонце розміщено над центрі Галактики, але в значній відстані нього. Розміри Галактики (з урахуванням поглинання світла) вийшли великими, ніж думав Гершель. Кордони нашої зоряної система виявилися недоступними для зондування, і тому оцінити параметри Галактики в цілому У. Я Струве не смог.

У уже минулого століття деякі астрономи припускали, що у центрі Галактики перебуває велетенське «центральне Сонце», що змушує своїм тяжінням всі зірки рухатися навколо себе. Професор Казанського університету М. А. Ковальський (1821—1884) довів, що існування «центрального Сонця «зовсім необов’язково і зірки Галактики можуть рухатися навколо динамічного центру, тобто. геометричній точки, що є центром тяжкості всієї зоряної системи. Формули Ковальського дозволили за власними рухам зірок знайти напрям на центр Галактики.

У 1927 р. голландський астроном Ян Оорт остаточно довів, що це зірки Галактики звертаються навколо її центру. У цьому Галактика загалом не обертається як тверде тіло. У внутрішніх областях Галактики (приблизно до Сонця) кутові швидкості зірок майже однакові. Однак далі до краях Галактики вони поступово убувають, але трохи повільніше, ніж належить щодо третього закону Кеплера. Орбітальна швидкість Сонця становить 250 км/с, причому Сонце завершує повний оборот навколо центру Галактики приблизно за 200 млн. лет.

Тільки 1934 р. були впевнено визначено такі параметри нашої зоряної системи: відстань від поверхні Сонця до центру — 32 000 св. років; діаметр Галактики 100 000 св. років; толщена галактичного «диска» 10 000 св. років; маса 165 млрд. сонячних масс.

Загальна схема будівлі Галактики сучасним даним представлена на рисунке.

У Галактиці розрізняють головні частини — диск, гало і корону. Центральне згущення диска називається балджем. У диску зосереджені зірки, які породжують явище Чумацького Шляху. Але тут присутні численні хмари пилу й газу. Діаметр диска близький до 100 000 св. років, найбільший і найменший поперечники балджа відповідно близькі на 20-те 000 і 30 000 св. лет.

Гало формою нагадує злегка сплюснений еліпсоїд з найбільшим діаметром, трохи переважаючим поперечник диска. Цю частина нашої зоряної системи населяють переважно давні листи й слабосветящиеся зірки, а на газ і пил там практично відсутні. Маса гало і диска приблизно однакова. Обидві ці частини Галактики занурені на величезну сферичну корону, діаметр якої у 5—10 разів більше діаметра диска. Можливо, що корона містить головну масу Галактики у вигляді невидимого поки речовини («прихованої маси»). По певний оцінкам ця «прихована маса» приблизно разів у 10 більше маси всіх звичайних зірок Галактики, зосереджених в диску і гало.

Така загальну картину. Важливі і деталі. Усередині Галактики існують різні в масштабах зоряні системи — від подвійних зірок до скупчень з десятків тисяч зірок. Розрізняють більші підсистеми з нашого зоряної системі. Суттєвий елемент структури Галактики — міжзоряне середовище, пилові газові туманнос-ти. Із цим докладніше ми й ознакомимся.

СПІВДРУЖНОСТІ ЗВЕЗД.

Дуже багато зірки «воліють» мандрувати над одиночній тюремній камері, а парами. Цілком природно вважати, що близькість компонентів у системі подвійний зірки має глибокі причини. Дві зірки об'єдналися до однієї систему не при випадкової зустрічі в безкраїх теренах космосу (що дуже малоймовірно), а виникли спільно. У разі їх фізичні властивості повинні, очевидно, бути подібними, хоча відомий і такі пари зірок, де компоненти не мають друг з іншому майже загального. Наведемо примеры.

Поруч із Сириусом є чудова зірочка — це відкритий 1862 р. перший «білий карлик». Останнім часом за супутником Сиріуса («Песьей зіркою» древніх єгиптян) вкоренилося навіть своє ім'я — Щеня. Щеня лише вдвічі поступається щодо маси Сиріусу, а по объему—в 103 раз. Зрозуміло тому, що щільність речовини супутника Сиріуса дуже велика. Якщо можна було цим речовиною наповнити волейбольний м’яч, останній придбав дуже солідну массу—около 160 т!

Сиріус і Щенок—система з цих двох сонць, подвійна зірка. Але як і схожі вони друг на друга. Втім, астрономам відомі й інші, значно більше дивні содружества.

У сузір'ї Цефея є подвійна зірка, позначена символом VV. Головна зірка — колосальний холодний сверхгигант, по діаметру в 1200 раз перевищує Сонце. Його спутник—обычная і гаряча зірка, очевидно, з великою, «товстої» атмосферою. Головна зірка перевищує свій супутник за обсягом майже 2 000 раз.

Дивних співдружностей в світі зірок дуже багато. Їх походження поки що залишається нез’ясованим. Справедливість вимагає, проте, помітити, що є й таких систем, у яких зірки як дві краплі води схожі один на друга.

Ось, наприклад, система чотирьох зірок із сузір'я Ліри, яку астрономи позначають буквою «епсилон». Усі чотири зірки схожі одна на друга. Вони вже, массивнее і яскравіше Сонця, і з них, скоріш нагадує Сириус.

Особливо чудова пара звезд-гигантов, сливающаяся для ока до однієї зірку — Капелу. Вони схожі, як близнюки, та його тісне, в буквальному розумінні, співдружність (відстань між ними — мільйони кілометрів) змушує обидві зірки звертатися навколо загального центру мас майже три месяца.

Коли два зірки перебувають одна від друга з відривом, порівнянному зі своїми поперечниками, вони неминуче втрачають свою сферичну форму. Взаємна тяжіння виявляється настільки потужним, що обидві зірки під впливом припливних сил витягуються в напрямі друг до другу. Замість кулі кожна зірка стає трехосным еліпсоїдом, причому найбільші осі эллипсоидов завжди збігаються з прямою, що з'єднує центри обох звезд.

Однією з типових представників цього зірок є зірка W із сузір'я Великої Ведмедиці. У цьому системі з цих двох дынеобразных заїзд рух, звісно ж, відбувається навколо загального центру мас. Воно дуже стрімко: зірки так близькі друг до друга, що через вісім годин кожна з яких і знову повертається у початковий становище. Цікаво, що обидві «зоряні дині» як дві краплі води подібні між собою. Завдяки рівності мас центр тяжкості лежать у точності посередині між зірками, обидві вони, по суті, звертаються за однією загальної кругової орбите.

При спостереженнях з Землі обидва компонента цією системою нерозрізнимі окремо навіть у найсильніші телескопи. Усі дані про природі зірки W Великий Медведицы отримано лише з спостереженням зміни її видимої зоряної величини. Неважко зметикувати, що, звертаючись навколо загального центру тяжкості, дынеобразные світила повертаються до нас то ширшим, ті вужчої своєї частиною. Через це зірка W Великої Ведмедиці належить до змінних зірок, т. е. зірок, потік випромінювання яких змінюється. Ретельний аналіз кривою зміни потоку від W Великої Ведмедиці і розкрив перед астрономами все дивовижні властивості цієї подвійний системы.

Іноді дынеооразными можуть бути великі, масивні із зірок. Прикладом може бути унікальна система АТ Кассіопеї, тоді як якої попередня пара видаються дуже миниатюрной.

Обидві, зірки в системі АТ Кассиопеи—горячие гіганти, температура атмосфери них близько 25 000 До. Кожен із гігантів майже 30 раз массивнее Сонця й у 200—300 тис. разів перевищує його за светимости.

Розрахунки вчених показують, що відстань між центрами цих гарячих гігантів становить всього 25 млн. км., а витягнутість їх така, що обидві велетенські «дині» стосуються одне одного! І ось усе цю систему швидко обертається з періодом лише кількох часов!

Зірку ?Ліри можна без будь-яких коливань назвати чудовою. Як вона та зірка W Великої Ведмедиці,? Ліри і двох дынеобразных зірок, обертаються навколо загального центру ваги. Велика з них—горячая гігантська зірка, атмосфера якої нагріта до 15 000 До. Менша зірка вдвічі холодніше, і його випромінювання цілком втрачається на потоках світла, випромінюваних головною зіркою.

На? Ліри вперше звернув увагу наприкінці ХVШ в., але, попри ретельні дослідження, у протягом почтя два століття цієї яскравою зірки, її природа до останнього часу, здавалася загадкової. Особливо складними і незрозумілими були спектр зірки й ті зміни, що у ньому спостерігалися. Сьогодні ці світлові «ияеро-глифы» розшифровані, й одержують результати проведеного дослідження схематично представлені на рисунке.

Від головною зірки В9 до її супутнику F безупинно лізуть потоки газового речовини. Вони оминають супутник і повертаються до головною зірці, створюючи, в такий спосіб, безперервну циркуляцію газу. Але інертність газу та обертання супутника навколо головною зірки призводять до того, що коли частина газу, який би за супутником, за, протилежної напрямку на головну зірку, зникає у зовнішнє простір. У цьому газ, віддаляючись від зірки, утворює величезне газове кільце. Щось подібне можна іноді побачити при феєрверках, коли особливі вертушки викидають у повітря світні спирали.

Кільцеподібний газовий шлейф? Ліри — освіту динамічний. Воно безупинно розсіюється у просторі, та її що здається стабільність пояснюється безперервним поповненням газового речовини що йде від обертовою зоряної пары.

Доступне нашому спостереженню газова спіраль має майже той самий розмір, як наша планетна система. Промінь зору лежить саме на її площині, і лише завдяки цьому випадковому обставині вдалося виявити його існування. Кільце вуалює спектр головною зірки, і саме цим вызваныстранныеособенности спектра? Ліри. Якби систему? Ліри ми побачили «згори» чи «знизу», вона видалася було б звичайнісіньким звездой.

На зимовому небі в сузір'ї Близнюків виділяються дві зірки, подібні за яскравістю друг з одним. Верхня називається Кастором, а нижня — Поллуксрм. Обидва ці імені міфологічного походження. Відповідно до легендам античних греків, так звали двох близнюків, народжених красунею Ледою від всемогутнього Зевса.

Ще в 1718 р. англійський астроном Д. Брадлей (1693−1762) відкрив, що Кастор—двойная зірка, що складається з двох гарячих і великих сонць. Невдовзі вдалося помітити, що обидві зірки що дуже повільний звертаються навколо загального центру. На жаль, досі період обертання у цій системі неспроможна вважатися впевнено певним. Найбільш надійним його значенням вважається 341 год.

Труднощі, із якими випадає зіштовхуватися астрономам, стануть зрозумілішими, якщо усвідомити, що видиме спрямування системах подвійних зірок не є рух справжнє. Річ у тім, що площину, у якій супутник робить звернення навколо головною зірки, зазвичай нахилена під деяким кутом до променю зору. Тому астрономи бачать не справжню орбіту зірки й не справжнє її рух, лише проекцію те й інше на площину, перпендикулярну до променю зрения.

Усе це сильно утрудняє дослідження. Звідси йде й неточність результатів, з якими ми зараз столкнулись.

Кастор Проте й Кастор У (як позначають астрономи компоненти цікавій для нас пари) відстоять друг від друга приблизно 76 раз далі, ніж Земля від поверхні Сонця. Інакше висловлюючись, обидві зірки поділяє відстань, майже вдвічі більше що перевищує середнє відстань Плутона від Солнца.

Близько півтора століття тому неподалік Кастору помітило слабосветящаясязвездочка9-й зоряної величини, що супроводжує Кастор Проте й Кастор У у тому польоті навколо центру Галактики. Якщо зірки видно на небі поблизу друг від одного й рухаються щодо одного напрямку і з одного швидкістю — це вірна ознака те, що зірки фізично пов’язані між собою. Тому початку століття Кастор вважається не подвійний, а потрійний звездой.

Кастор З — третій компонент в аналізованої системі сонць — повна протилежність Кастору Проте й Кастору У. Це карликова червонувата зірочка. Відстань з головними зірками системи у разі незгірш від ніж 960 а. е. Зауважимо, що обмірюване відстань є проекція на небосхил істинного расстояния.

При значної віддаленості від головних зірок Кастор З звертається навколо їх із періодом кілька десятків тисяч літ! Не дивно, що з півтора століття спостереження Кастор З не зрушив з його місця на скільки-небудь відчутну величину.

Найцікавіше, що кожна з трьох зірок, з якими ми сьогодні познайомилися, своєю чергою, є настільки тісну пару зірок, що «розділити» їх вдається лише методами спектрального анализа.

Кастор Проте й Кастор У розпадаються на пари близнюків, відстані між якими становлять близько 10 000 000 км! Це п’ять разів менше, ніж відстань від Меркурія до Сонця. Дуже ймовірно, що чотири зірки під впливом взаємного тяжіння придбали дынеобразную форму тривісних эллипсоидов,.

Що ж до Кастору З, те й ця зірка і двох близнецов-карликов, віддалених один від друга на 2 700 000 км, що лише вдвічі перевищують діаметр Солнца.

По випадковому збігу обставин площину, у якій звертаються обидва двійника Кастор З, проходить через промінь зору земного спостерігача. Завдяки цьому одна звездапериодическизакрывает частина інший, через чого загальний потік випромінювання не від системи зменшується. Застосовуючи астрономічну термінологію, можна сказати, що Кастор З є затменно-переменной звездой.

Перед нами розкрилася дивовижна картина — система з 6 зірок, пов’язаних між собою узами взаємного тяжіння: пари гарячих величезних зірок і пара холодних червонуватих карликів, безупинно що беруть участь, у дивовижно складному русі. Двійники Кастор, А роблять оборот навколо загального центру мас за 9 днів. Двійники Кастор У, трохи більше близькі друг до друга, мають ще менший період обращения—только .3 дня. І вже зовсім запаморочливим здається обертання карликів, які примудряються обернутися навколо центру мас за 19 год! Від 19 год до десятків тисяч літ — таке розмаїтість періодів звернення в цієї дивовижною системі звезд.

Долгоевремяшестикратная система Кастор вважалася унікальної. Однак у 1964 р. виявили, що добре відомі подвійна зірка Мицар (середня в ручці ковша Великої Ведмедиці) також, очевидно, мусить бути віднесена до шестиразовим системам. Справді, вже неозброєний очей легко виявляє поруч із Мицаром зірочку п’ятої зоряної величини, названу Алькором. Обидві зірки мають загальне спрямування просторі і тому, очевидно, утворюють фізичну пару зірок. У невеликому телескоп Мицар розпадається на два компонента — Мицар Проте й Мицар У. За спостереженнями спектра Мицара, А давно встановлено, що ця зірка, своєю чергою, і двох компонентів з періодом звернення навколо загального центру тяжкості, рівним двадцяти з першою половиною земним діб. І тепер, нарешті, в 1964 р. з’ясувалося, що Мицар У, здавався до того часу одиночній зіркою, на насправді складається з трьох зірок. Дві їх близькі друг до другу і звертаються навколо загального центру мас за 182 сут. А третій, далеко віддалений від нього компонент має значно більшою періодом звернення, рівним 1 350 сут.

Нині відомі десятки тисяч подвійних зірок, отже співдружності зірок — явище дуже часте. Можливо, понад половину зірок є двойными.

ЗОРЯНІ СКОПЛЕНИЯ.

Перше знайомство буває зовнішнім. Тому ми передусім звернемо увагу на фотопортрет типового кульового зоряного скупчення. Кожне шаровий скопление—это своєрідний велетенський кулю із зірок, чи, застосовуючи більш спеціальну термінологію, типова сферична зоряна система. Впадає правді в очі загалом рівномірна по всім напрямам концентрація зірок до центра скупчення. У серцевині кульових скупчень зірок багато гарних і вони так щільно перебувають у просторі, що у фотографіях видно лише суцільне сияние.

Відомо більш 130 кульових зоряних скупчень, хоча загальна їхня число з нашого Галактиці має бути майже вдесятеро великим. Поперечники їх дуже різні. У найменших вони близькі до 5—10 св. років, у найбільших вимірюються 500—600 св. років. Різна і безліч скупчень — від кількох основних десятків тисяч до сотень тисяч сонячних мас. Так як відмінності в масі у окремих зірок невеликі, вважатимуться, що кульові зоряні скупчення містять десятки, сотні тисяч, котрий іноді мільйони звезд!

На фотознімках кульових скупчень бачимо не дійсне розподіл зірок в скупченні, а лише проекцій цього розподілу на площину. Виведено формули, дозволяють перейти від видимої картини до істинної. Виявилося, що просторове розподіл зірок в кульових зоряних скупчення дуже складно. У найзагальніших рисах кульові зоряні скупчення складаються зі щільного центрального ядра і корони оточуючої його, не більше якої щільність змінюється порівняно мало.

Помічено, що для різних скупчень збільшення концентрації до центра различно—у одних воно мало, в інших виражено дуже різко. І іще одна цікавий факт — деякі «кулі з зірок» помітно сплюснені. Викликано це їх обертанням чи іншими причинами, поки неизвестно.

Для Плеяд, типового розсіяного, з неправильними обрисами зоряного скупчення, характерно безліч дуже гарячих гігантських зірок. У кульових скупчення, навпаки, такі зірки рідкісні чи взагалі відсутні. Відомо близько 1200 розсіяних зоряних скупчень, .І з них включає у собі від кількох основних десятків за кілька тисяч зірок, переважно що належить до головною последовательности.

Гарячі білі і блакитні звезды-гиганты — освіти дуже молоді, існуючі не більше кількох десятків мільйонів років (для зірок цей термін однаково що з людини за кілька днів). Оскільки їхній немає у кульових зоряних скупчення, отже, самі ці скупчення очевидно, мають дуже шанований возраст.

Про те ж свідчить і той факт—в кульових зоряних скупчення, за поодинокими винятками, немає газових чи пилових туманностей. Міжзоряний простір там майже ідеально прозоро. Так могло вийти, якщо, наприклад, кульові зоряні скупчення зробили багато оборотів навколо ядра Галактики і щоразу проходячи через багату оком, і пилом серединну площину нашої зоряної системи, вони залишали там свої гази й пил. Цей грандіозний очисний «фільтр «діяв, безвідмовно і, можливо, дякуй, йому кулі із зірок так очищені від міжзоряного «мусора».

Зауважимо, що у кульових скупчення знайдено сотні змінних зірок і джерела рентгенівського излучения.

МІЖ ЗВЕЗДАМИ.

У сузір'ї Оріона темними зимовими ночами можна розгледіти слабко світну туманне цятку. Його вперше помітили ще 1618 р., і відтоді протягом трьох із половиною століть туманність Оріона служить предметом ретельного исследования.

Неозброєному оку туманність Оріона здається розміром із Місяць. На фотознімках, отриманих з допомогою потужних телескопів, на неї припадає, все сузір'я! Це неймовірно велика й дуже складний за своєю структурою міжзоряний хмару космічних газів перебуває від Землі з відривом 1800 св. лет.

Туманність Оріона — типовий представник першої групи міжзоряних об'єктів — газових туманностей.

Друга, щонайменше численна група міжзоряних утворень представленій у тому самому сузір'ї. Це знаменита тёмная туманність, благодарясвоимпричудливым зовнішнім обрисам названа Конської головою. Найбільший поперечник «гол-ви», в 20 800 разів перевищує відстань від Землі до Солнца.

Конська голова складається з щонайменшої твердої космічної пыли. Облако пилу затримує світло розташованих його зірок, і на тлі за зоряним небом що з пилових туманностей мають вигляд лиховісних чорних плям. З утворень подібного роду найбільш помітна Розвилка Чумацького Шляху. У темні серпневі ночі, коли сузір'я Лебєдя в широтах близько до зеніту. Чумацький Шлях, починаючи з Денеба — найяскравішою зірки в Лебедя, двома мерехтливими потоками спадає до обрію. Поділ Чумацького Шляху лише позірна. Вона викликана колосальними та порівняно близькими до нас хмарами космічному пилу, що й створює ефект развилки.

Темні й світлі туманності, подібні описаним вище, легко доступні для спостереження. Набагато складніше знайти надзвичайно розріджену і майже зовсім прозору газову середу, що називається міжзоряним газом.

Відомо, що міжзоряний газ насправді є сумішшю, переважно, водню і гелію. Безупинної серпанком заповнюють ці гази міжзоряний простір нашої Галактики, немає і напрями, у якому б спектрограф не виявляв присутності розрідженій міжзоряному среды.

Крім газу та пилу й інші форми матерії, що зовсім позбавляють місця для пустоты.

Сонце і зірки, особливо деяких типів і певних етапах своєї еволюції, викидають у просторі безліч дрібних частинок — корпускул. У тому числі переважають протони і альфа-частинки, які становлять ядра найбільш легких хімічних елементів — водню і гелію. Немає сумніву у цьому, що міжзоряний простір пронизується корпускулярными потоками, чи, кажуть, корпускулярним випромінюванням звезд.

До цього додаються потоки електромагнітного випромінювання, испускаемого не лише зірками, а й самій міжзоряному середовищем. Частина цього випромінювання людське око сприймає як світла, інші електромагнітні хвилі, наприклад радіохвилі, може бути уловлені з допомогою тих чи інших приймачів. Усе це промениста енергія всуціль заповнює космос, по крайнього заходу в що спостерігається нами його частину. Не можна вказати жодної точки простору, куди би доходило у тому чи іншого формі електромагнітне излучение.

З закону всесвітнього тяжіння слід, що тяжіння кожного предмету то, можливо виявлено будь-якою як завгодно великій відстані. Прояв сил даної природи у просторі називається полем цих сил. Отже, протяжність поля тяжіння будь-якого тіла, слід сказати, безмежна. Воно, якщо хочете, можна вважати своєрідним «продовженням» будь-якого тела.

Поле хоча і невещественно (т. е. не складається з елементарних частинок речовини — електронів, протонів, нейтронів тощо. п.), тим щонайменше цілком матеріально. Адже під матерією розуміється будь-яка об'єктивність, т. е. усе те, що є незалежно ми і, впливаючи на наші органи почуттів, породжує в нас ощущения.

Два тіла, котрі перебувають з речовини, що неспроможні одночасно займати один і той ж обсяг простору. Для полів тяжіння такого обмеження немає. Вони цілком безперешкодно перекривають одне одного, й у даному обсязі простору можуть діяти спільно багато полів і навіть різною природи (електричні, магнітні і т.д.).

Усе про гравітаційному полі повною мірою належить до полях електромагнітним, наявність що у космосі також можна вважати твердо установленным.

Повертаючись до між зірками, зауважимо, що в навколишньої земної обстановці нічого немає, що тільки у віддаленій ступеня нагадувало сверхразреженную міжзоряне середу. Найлегше речовиною заведено вважати повітря. Проте, порівняно з кожного міжзоряному туманністю повітря виглядає освітою надзвичайно щільним. Кубічний сантиметр кімнатного повітря має масу, близьку до 1 мг; плотностьтуманностиОриона в 100 000 000 000 000 000 (1017) разів менша. Прочитати їх кількість нелегко. Та ще важче наочно уявити настільки велику ступінь розрідженості вещества.

Щільність міжзоряних газових туманностей (10−17 кг/м3) так мізерно мала, що масою один мг володітиме газова хмара обсягом 100 км³!

У техніці прагне до окремих випадках отримати вакуум — дуже розріджений стан газів. Шляхом досить складних хитрощів вдається зменшити щільність кімнатного повітря на 10 млрд. раз. Але така «технічна порожнеча» все-таки перебувають у мільйон раз більш щільною, ніж будь-яка газова туманность!

Може скластися враження дивним, чому такі розріджена середовище й на фотографіях здається суцільним і навіть щільним світловим хмарою, тоді мов повітря настільки прозорий, тобто майже не спотворює спостережувану крізь нього картину Всесвіту. Причина, звісно, у розмірі туманностей. Вони так грандіозні, що уявити обсяг, ними яку він обіймав, анітрохи легше, ніж незначну їх плотность.

У середньому туманності мають поперечники, обчислювані світловими роками і навіть десятками світлових років. Це означає, що й Землю зменшити до розмірів шпилькової голівки, то такому ж масштабі туманність Оріона мусить бути зображено хмарою розміром із земну кулю! Тому, попри незначну щільність з яких складається газів, речовини туманності Оріона все-таки цілком вистачило на виготовленням кілька сотень таких зірок, чим наші Солнце.

Ми перебуваємо від туманності Оріона на відстані, яке світло долає за 1800 років. Завдяки цьому ми бачимо її всю повністю. Якщо ж у майбутньому при міжзоряних перельотах мандрівники виявляться всередині туманності Оріона, то помітити це завжди буде нелегко — розглянута «зсередини» туманність видасться майже ідеально прозрачной.

Світіння газопылевых туманностей може бути викликане трьома причинами. По-перше, якщо поблизу туманності перебуває якась зірка — туманність відбиває її світло, як туман, освітлений вуличним ліхтарем. По-друге, в тих випадках, коли сусідня зірка дуже гаряча (з температуройатмосферы більшої 20 000 До), атоми газів туманності переизлучают енергію, отримувану від зірки, та інформаційний процес світіння перетворюється на люмінесценцію, має подібність зі світінням газів у рекламних трубках. Нарешті, постійно рухомі газові хмари іноді зіштовхуються друг з одним, і енергія зіткнення частково перетворюється на випромінювання. Зрозуміло, все три причини можуть діяти й совместно.

АСОЦІАЦІЇ І ПОДСИСТЕМЫ.

Коли бачимо на небі групу рідкісних зірок, пояснити це їхнє випадкової зустріччю у просторі було хибним. Швидше такі зірки мають загальне походження, і ми їх застали ранній період їхнього життя, коли вони ще ще не встигли розійтися у різні стороны.

Так розмірковував відомий радянський астроном, академік У. А. Амбарцумян, як у !947 р. йому вдалося відкрити розсіяні групи дуже гарячих звезд-гигантов (спектральні класи Про і У), і навіть змінних жовтих і червоних карликових зірок типу зірки Т Тельця. Перші з цих угруповань У. А. Амбарцумян назвав 0-ассоциацнямй, другі Т-ассоциациями. Кожна асоціація полягає з кілька десятків зірок, й розміри їх коливаються не більше від десятків до сотень світлових років. Встановлено, деякі асоціації повільно розширюються в усі стороны.

Усередині зоряних асоціацій виявлено більше водню і пилова материя.

На думку У. А. Амбарцумяна зв його послідовників, зірки, що утворюють асоціації, виникли одночасно з особливих, як він називає, дозвездных тіл. Ці тіл поки що рішуче яке нічим себе безпосередньо на виявили. Чи є й вони насправді, покаже будущее.

Ще 1944 р. німецький астроном У. Бааде (1893—1966) розділив зоряне населення Галактики на два типу. До першого він відніс зірки, складові спіральні галузі нашої зоряної системи, і навіть зірки розсіяних зоряних скупчень і деякі інші. Населення другого типу по Бааде — це зірки кульових зоряних скупчень і зірки ядра Галактики.

Приблизно тоді водночас детальне вивчення структури Галактики почав відомий радянський фахівець із зоряної астрономії Б. У. Кукаркин (1909—1977). У підсумку, він дійшов висновку, що у Галактиці можна назвати три підсистеми: пласку, проміжну і сферичну. Б. У. Кукаркин довів, що зірки з фізичними характеристиками розподіляються у просторі однаковим способом. Приміром, гарячі гігантські зірки спектральних класів Про і У, зірки розсіяних скупчень, пилові туманності і наднові зірки утворюють плоскі підсистеми. Проміжні підсистеми утворені новими зірками, білими карликами і деякими перемінними зірками. Нарешті, розподіл у просторі кульових зоряних скупчень, субкарликов та деяких менших типів змінних зірок притаманно сферичних подсистем.

Є пряма зв’язок між результатами Бааде і Кукаркина. Пласкі підсистеми складаються з населення I типу, сферические—из населення II типу. Цікаво, що зірки II типу відрізняються дефіцитом металів, що найшвидше свідчить про великому віці зірок сферичних подсистем.

Описане поділ на підсистеми, очевидно, має глибокий еволюційний сенс, розкрити який докладно доведеться у майбутньому. Нині заведено поділяти населення Галактики п’ять підсистем, схеми назви яких зазначено малюнку. У наступній таблиці наведено приблизний вік кожної з підсистем в мільярдів років та його характерний состав.

Як мовилося раніше, головне, центральне згущення зірок в Галактиці називається балджем. Спіральна структура в балдже не проявляється. Вона притаманна для диска—плоской складової Галактики поперечником близько 100 000 св. років. Найімовірніше Галактика має дві спіральні галузі, шириною 3000 св. років каждая.

Найбільш центральна область Галактики поперечником кілька тисяч світлових лет—это арена дуже бурхливих і ще недостатньо зрозумілих процесів. Тут спостерігається рух газів зі швидкістю сотні кілометрів на секунду, складається враження, що мають місце якісь гігантські вибухи, наслідки яких ми бачимо. Пил заважає нам розглянути подробиці, але, по думці низки астрономів, в центрі Галактики є сверхмассивная «чорна діра» з безліччю кілька десятків тисяч сонячних мас, оточена втягивающимися у ній газами. Чи так це, вирішить будущее.

МІСЦЕВИЙ СИСТЕМА.

Часом не тільки Вільям Гершель, а й його попередники висловлювали припущення, що коли частина світлих туманностей на небі є інші зоряні системи, подібні Галактиці. Лорд Росс навіть зумів на свій величезний телескоп розглянути спіральну структуру декого з тих. Але це були нічим не підкріплені здогади, і дискусія про природу «підозрілих» туманностей захопила майже всю першу чверть поточного століття.

Лише 1924 р. американський астроном Едвін Хаббл (1889—1953) з допомогою 100-дюймового рефлектора обсерваторії Маунт-Вилсон зумів «розкласти» деякі зірки спіральні галузі туманностей Андромеди і Трикутника. Серед цих зірок виявилися цефеиды — перемінні зірки, період зміни світності яких однозначно визначає абсолютне значення їх світності. Як мовилося раніше, знаючи абсолютну і видиму яскравість зірки, легко обчислити відстань досяжна. Так вперше це вдалося довести, що обидві туманності лежать далеко поза Галактики. Поступово, у боротьбі різних ідей, народилася нова галузь науки — внегалактическая астрономия.

Сьогодні відомо безліч галактик. На деяких ділянках неба їх видно більше, ніж зірок. До найвіддаленіших їх промінь світла доходить лише над мільярди. Природно, що вивчення світу галактик почалося з найближчих їх, які з нашої Галактикою утворюють Місцеву систему з 34 галактик.

Місцева система галактик займає величезний обсяг простору поперечником близько 6 000 000 св. років. З 34 членів цією системою два (туманність Андромеди і наша Галактика) належать до гігантських зоряним системам, три (Магеллановы Хмари і туманність Трикутника) є системами проміжних розмірів, інші ж — типові галактики-карлики.

Важко сказати, наскільки характерно поєднання зоряних систем й інших областей Всесвіту. З великих відстаней карликові галактики просто більше не видно. Можна все-таки думати, що карликових галактик у Всесвіті має не менше, ніж гігантських зоряних систем.

ВЫВОДЫ.

Вивчення зоряних систем, очевидно немислиме у минулому, могло розпочатися досить рівні розвитку телескопічної техніки. Початок покладено в ХVIII і ХІХ ст. величезними рефлекторами Гершелей і Росса. Протягом цих століть осмислювалось становище Землі в зоряному світі. Остаточно відкриття Галактики з її реальними параметрами відбулося тільки в початку 20-х поточного століття. З тих самих років починається і бурхливий ріст позагалактичної астрономії, чому сприяли прогрес в телескопостроении народження радиоастрономии.

Нині що спостерігається частина Всесвіту постає як сукупність матеріальних систем, починаючи з кратних зірок і зоряних скупчень і закінчуючи хмарами з сотень тисяч галактик.

Головна завдання сучасної зоряної астрономії полягає у з’ясуванні деталей будівлі Метагалактики, т. е. всього доступного нашому вивченню зоряного світу. Відкриття квазарів і зменшення їх чисельності принаймні подальшого проникнення глибини Всесвіту, можливо, показує, що «кордону» Метагалактики близькі до нагляду найстаріших об'єктів мироздания.

Те, що вони відомо про мир галактик, показує величезне розмаїття зоряних систем. Це ще та ще раз переконує в невичерпності навколишнього нас матеріального мира.

Список використаної литературы.

1. Засув А. В., Кононович Е. В. Астрономія: Підручник для 11 класу загальноосвітніх установ. 3-тє вид. -М.: Просвітництво, АТ «Московські підручники», 2001.

2. Про. Струве, Б. Линдс, Еге. Пилланс. Елементарна астрономія. 2-ге вид. -М.: Наука 1967.

3. Моше Д. Астрономія: Книжка учнів. Переклад з английского/Под редакцією А. А. Гурштейна. — М.: Просвітництво, 1985.

4. Агекян Т. А. Зірки, галактики, Метагалактика. -3-тє вид. -М.: Наука, 1981.

5. Зігель Ф.Ю. Астрономія в її розвитку: Книжка учнів 8−10 класів середньої школи. -М.: Просвітництво, 1988.