11 класс
§ 76. Наша Галактика
Строение нашей галактики.
C древних времён люди обратили внимание на неравномерность распределения звёзд на небе. В безлунные ночи, особенно летом, осенью и зимой (в Северном полушарии), на небе можно увидеть яркую полосу, названную Млечным Путём (рис. 12.20).
Полоса Млечного Пути проходит по большому кругу небесной сферы, что наводило на мысль о существовании сильно сплюснутого поля звёзд, внутри которого находилось Солнце. К подобным выводам пришел Гершель, первооткрыватель планеты Уран. Полоса не является однородной, на ней заметны отдельные светлые и тёмные фрагменты. Тёмные области являются межзвёздными скоплениями пыли, заслоняющими свет более далёких звезд. Именно пыль играет важную роль в формировании видимой структуры Млечного Пути. Без пыли он был бы несравнимо ярче.
Большие размеры нашей Галактики (радиус может достигать 50 000 св. лет) делают принципиально невозможным для нас её наблюдение со стороны, а пыль не позволяет наблюдать её удалённые области изнутри, по крайней мере в оптическом диапазоне. Тем не менее общая структура нашей Галактики к настоящему моменту хорошо известна. Более того, на небе видны другие галактики, некоторые из них по своим свойствам похожи на нашу Галактику.
Основная часть галактики — диск (рис. 12.21), толщина которого (2000 св. лет) существенно меньше радиуса.
Диск состоит из газа и пыли. Газ является основным «строительным материалом» для образования звёзд. Для звёздообразования необходимо появление областей, где плотность газа будет выше, чем в соседних областях. Такие скопления газа могут начать сжиматься под действием собственной тяжести. Эти условия преимущественно реализуются в спиральных ветвях (рукавах) диска. Плотность газа там ненамного выше, чем вокруг, но именно там идёт образование звёзд.
Общее количество звёзд в нашей Галактике оценивается в 100 млрд. Вместе с газом, пылью и прежде всего тёмной материей, о которой будет сказано далее, Галактика образует систему с массой в 200 млрд масс Солнца. Как и в случае планетных систем, Галактика удерживает свои тела гравитационным притяжением. Движение тел вокруг центра Галактики имеет гораздо более сложный характер, чем в Солнечной системе, у которой почти вся масса сосредоточена в центре.
Солнце удалено от центра Галактики на 25 000 св. лет. Двигаясь со скоростью 220 км/с, оно совершает один оборот за 200 млн лет. Это движение не стоит путать с движением относительно ближайших звёзд, которые тоже вращаются вокруг центра Галактики. Эта скорость (она называется пекулярной) гораздо меньше и составляет 20 км/с.
Направление на центр Галактики от Солнца соответствует созвездию Стрельца. Сам центр Галактики скрыт от нас многочисленными облаками пыли галактического диска. Пыль более прозрачна для инфракрасной области спектра, и наблюдения с помощью инфракрасных телескопов позволяют изучать объекты вблизи галактического центра. Движение звёзд в этой области указывает на существование в центре массивного, но при этом невидимого тела. Масса в 4 млн солнечных масс в сочетании с малыми размерами и процессами аккреции газа, вызывающими интенсивное радиоизлучение, указывает на то, что этот объект — сверхмассивная чёрная дыра. По современным представлениям, подобные чёрные дыры существуют в центре многих галактик.
Не все составляющие Галактики располагаются в её центре или диске. Старое звёздное население возрастом свыше 10 млрд лет наблюдается в обширном гало со сферической формой. Внешняя граница гало чётко не определена, её радиус — не меньше радиуса галактического диска. Тёмная материя, составляющая большинство массы Галактики, также расположена в её гало. Наиболее яркую внутреннюю часть гало называют балджем 1 галактики. Существование балджа и гало указывает на иное распределение газа на ранних этапах эволюции Галактики, а также на сильное изменение орбит старых галактических объектов по ходу их эволюции.
1 От англ. bulge — выпуклость.
Звёздные скопления.
Даже не используя телескоп, на небе можно найти несколько тесных групп ярких звёзд. Самый известный пример таких групп — скопления Плеяды и Гиады в созвездии Тельца. Когда стало возможным измерить расстояния до этих звёзд, то выяснилось, что и в пространстве эти звёзды располагаются близко друг к другу (на фоне Гиад ещё видна звезда Альдебаран, которая находится ближе к Земле и к скоплению не относится).
Звёзды, входящие в звёздные скопления, связаны общим происхождением. Плеяды и Гиады представляют собой примеры рассеянных звёздных скоплений (на рис. 12.22 показано звёздное скопление Плеяды), объединяющих несколько сотен или тысяч звёзд.
Диаграммы «спектр — светимость», построенные отдельно для каждого из таких скоплений, отличаются от диаграмм, построенных для всего известного множества звёзд. Ha диаграмме для рассеянного звёздного скопления Плеяды (рис. 12.23) сильно выделяется главная последовательность, при этом красных гигантов меньше или нет вовсе. Это указывает на относительно малый возраст этих скоплений.
Звёзды образуются из гигантских облаков газа. Этот газ виден на фотографиях некоторых скоплений, в частности Плеяд, возраст которых оценивается всего в 10 млн лет.
К выводу о малом возрасте звёздных скоплений можно прийти, если учесть, что рассеянные скопления не являются гравитационно-связанными. Их масса недостаточна, чтобы удержать звёзды на достаточно больших расстояниях. За счёт собственных движений звёзд рассеянные скопления распадаются за сотни миллионов лет. Солнце когда-то могло входить в рассеянное скопление, которого уже давно не существует.
В отличие от звёзд солнечного типа, самые яркие массивные звёзды не успевают покинуть место своего рождения, так как их время жизни существенно меньше. В нашей Галактике, как и в других спиральных галактиках, отчётливо видны участки повышенной яркости — области звездообразования — звёздные скопления и ассоциации, где продолжают светить массивные звёзды — сверхгиганты. В нашей Галактике они видны вблизи Млечного Пути, в других галактиках — в их спиральных рукавах.
В бинокль или небольшой телескоп на небе можно увидеть звёздные скопления другого типа — шаровые. В качестве примера на рисунке 12.24 представлена фотография шарового скопления Ml3.
Свет звёзд сливается в единое туманное пятно, поэтому шаровые скопления раньше путали с газовыми туманностями. Наблюдения, проведённые с помощью крупных телескопов, показали, что шаровые скопления состоят из сотен тысяч слабых звёзд, а форма скоплений значительно ближе к правильной (отсюда и название этого типа звёздных скоплений).
Анализ диаграмм «спектр — светимость» показал, что в шаровых скоплениях (на рис. 12.25 она приведена для шарового звёздного скопления М3), в отличие от рассеянных скоплений, нет молодых ярких звёзд.
Главная последовательность представлена лишь звёздами слабее Солнца, время жизни которых превышает 10 млрд лет. Самые яркие звёзды шаровых скоплений — красные гиганты, находящиеся на поздней стадии своей эволюции. Всё это приводит к очевидному выводу: шаровые звёздные скопления — очень старые объекты, их возраст равен возрасту всей Галактики.
Как в случае рассеянных скоплений, звёзды шаровых скоплений связаны общим происхождением. На ранних этапах жизни Галактики в ней было существенно больше газа, что обеспечивало интенсивное звездообразование. Скопления из сотен тысяч и миллионов звёзд были гравитационно связаны, большинство звёзд не могло их покинуть. Однако самые массивные из этих звёзд давно завершили свою эволюцию, превратившись в нейтронные звёзды и чёрные дыры. На это указывает и наличие радиопульсаров в шаровых скоплениях.
Как и всё старое население Галактики, шаровые звёздные скопления находятся в её балдже и гало. На небе они не концентрируются к полосе Млечного Пути, а располагаются по всему небу с увеличением концентрации к направлению на центр Галактики (в созвездиях Скорпиона и Стрельца). В настоящее время в нашей Галактике недостаточно газа для возникновения молодых крупных шаровых скоплений. Однако подобные объекты встречаются в других галактиках с более интенсивным звездообразованием.
Вопросы:
1. Какую структуру имеет наша Галактика?
2. Сколько примерно звёзд в нашей Галактике?
3. Чем, кроме численности звёзд, различаются рассеянные и шаровые звёздные скопления?
4. Где находятся шаровые звёздные скопления?
Вопросы для обсуждения:
1. В каких звёздных скоплениях можно встретить звёзды — голубые сверхгиганты?
2. В нашей Галактике много рассеянных звёздных скоплений. Некоторые из них содержат очень яркие звёзды — сверхгиганты. Тем не менее эти скопления видны на расстояниях только в несколько тысяч световых лет, что существенно меньше, чем до центра Галактики. Шаровые скопления видны на значительно больших расстояниях — 50 000 световых лет и более, хотя сверхгигантов в них нет. Почему?
Упражнения:
1. У какой чёрной дыры больше плотность: у остатка звезды с массой 4 массы Солнца или у сверхмассивной чёрной дыры в центре Галактики с массой 4 миллиона масс Солнца?
2. Большая часть ярких звёзд неба находится на расстоянии порядка 100—200 св. лет от Солнца. За какое время вид созвездий существенно изменится?
