Млечный путь. Галактика. Галактическая концентрация

ОСНОВЫ ГАЛАКТИЧЕСКОЙ И ВНЕГАЛАКТИЧЕСКОЙ АСТРОНОМИИ

ГЛАВА 6

В ясную безлунную ночь, вдали от городских огней, звездное небо представляет собой очень красивое зрелище. Через все небо тянется широкая светлая полоса Млечного Пути, которая при рассмотрении в телескоп оказывается скоплением огромного количества звезд (общим числом около 200 миллиардов) и ярких туманностей. Все вместе они образуют гигантскую звездную систему — Галактику. Яркие звезды, наблюдаемые невооруженным глазом, — просто наиболее близкие к нам объекты Галактики.

Многие звезды образуют группы, называемые звездными скоплениями. Хорошо известны такие близкие к нам звездные скопления, как Плеяды, Гиады, шаровое скопление в Геркулесе.

Помимо звезд и звездных скоплений в Галактике имеется большое количество разреженного газа с примесью небольших твердых частичек — пылинок. В некоторых областях Млечного Пути плотность этого вещества сильно возрастает, и оно образует множество диффузных газово-пылевых туманностей.

В Галактике имеется большое количество элементарных частиц, обладающих огромными энергиями и движущихся со скоростями, близкими к скорости света, — космические лучи. Наконец, большую роль в Галактике играют магнитные и гравитационные поля и электромагнитное излучение.

Солнечная система находится внутри Галактики, но далеко от ее центра. Многие области Галактики удалены от нас на огромные расстояния, вплоть до 25 тыс. пс. В области Млечного Пути межзвездная пыль ограничивает возможности оптических наблюдений. Поэтому изучить строение Галактики и воссоздать ее действительную форму не удавалось до тех пор, пока межзвездное поглощение света не было открыто и учтено.

Знание расстояний до звезд позволяет подойти к изучению их распределения в пространстве, а следовательно, и структуры Галактики. Для того чтобы охарактеризовать количество звезд в различных частях Галактики, вводят понятие звездной плотности, аналогичное понятию концентрации молекул. Звездной плотностью называется количество звезд, находящихся в одном кубическом парсеке.

Проще всего звездную плотность найти в непосредственной окрестности Солнца, так как для всех близких к нам звезд известны надежные значения годичных параллаксов.

Результаты подсчетов показывают, что в окрестностях Солнца звездная плотность составляет около 0,12 звезды на кубический парсек, иными словами, на каждую звезду в среднем приходится объем свыше 8 пс ³; среднее же расстояние между звездами — около 2 пс.

Чтобы узнать, как меняется звездная плотность в различных направлениях, подсчитывают число звезд на единице площади (например, на 1 квадратном градусе) в различных участках неба.

Первое, что бросается в глаза при таких подсчетах, необычайно сильное увеличение концентрации звезд по мере приближения к полосе Млечного Пути, средняя линия которого образует на небе большой круг. Наоборот, по мере приближения к полюсу этого круга концентрация звезд быстро уменьшается. Этот факт уже в конце XVIII в. позволил В.Гершелю сделать правильный вывод о том, что наша звездная система имеет сплющенную форму, причем Солнце должно находиться недалеко от плоскости симметрии этого образования.

Второй важный вывод можно сделать, если производить подсчет не сразу всех звезд, а последовательно до каждого значения видимой звездной величины т, т.е. сначала найти число звезд N _k, у которых видимая звездная величина т £ k, затем число звезд N _k+1 с т £ k +1 и т.д. Тогда обнаруживается, что с увеличением видимой звездной величины число звезд N _m возрастает в геометрической прогрессии. Наблюдаемое отношение говорит о том, что по мере удаления от Солнца в каждом данном направлении звездная плотность убывает. Если в этом направлении межзвездное поглощение света (см. § 6.4) несущественно, то можно оценить протяженность нашей звездной системы в этом направлении. В результате оказывается, что Галактика ограничена.

Зная звездную плотность на разных расстояниях и в различных направлениях, можно составить представление о структуре Галактики.

На рис. 6.1 представлена схема общей структуры Галактики. Из него видно, что она действительно является сплюснутой системой, симметричной относительно главной плоскости, называемой плоскостью Галактики. Большой круг, по которому она пересекается с небесной сферой, называется галактическим экватором. Он почти совпадает со средней линией Млечного Пути. Центр этой системы — центр Галактики — при наблюдении из Солнечной системы проектируется в созвездие Стрельца. По направлению к центру Галактики, а также по мере приближения к ее плоскости звездная плотность возрастает.

Таким образом, распределение звезд в Галактике имеет две ярко выраженные тенденции: во-первых, очень сильно концентрироваться к галактической плоскости; во-вторых, концентрироваться к центру Галактики. Последняя тенденция усиливается по мере приближения к центральной части Галактики, называемой центральным сгущением Галактики или ядром.

Рисунок 6.1. Схема строения Галактики.

Определяя расстояния, на которых происходит существенное падение звездной плотности, получаем представления о размеpax Галактики и о том месте, где примерно находится Солнце. Установлено, что Солнце удалено от центра Галактики на расстояние 7,5-8 кпс. Диаметр Галактики составляет около 30 кпс. Точнее указать размеры Галактики нельзя, поскольку по мере удаления от ее центра звездная плотность убывает постепенно и не существует резкой границы. Солнце расположено близ плоскости Галактики и удалено от нее к северу на расстояние около 20-25 пс.

Большинство галактических объектов занимает пространство в пределах тонкого плоского слоя. К ним относятся звезды ранних спектральных классов О и В, цефеиды, не принадлежащие шаровым скоплениям, сверхновые звезды второго типа, рассеянные звездные скопления, звездные ассоциации (см. § 6.3), газ и пыль. О всех этих объектах говорят, что они образуют плоскую подсистему (или составляющую) Галактики. К ней концентрируется большинство звезд, образующих звездный диск. Как правило, это все молодые объекты.

С другой стороны, такие объекты, как, например, звезды типа RR Лиры, W Девы, сверхновые первого типа, субкарлики и шаровые звездные скопления (см. § 6.3) гораздо слабее концентрируются к галактической плоскости. Поэтому перечисленные объекты принято относить к гало или сфероидальной (иногда говорят сферической) подсистеме Галактики.

Объекты, принадлежащие этим подсистемам, различаются химическим составом, а также своими кинематическими характеристиками, т.е. средними значениями случайных скоростей. Подобно тому как в более горячей атмосфере газ поднимается на большую высоту, так и в Галактике быстрее движущиеся объекты занимают менее сплюснутый сфероидальный объем.

Дата добавления: 2013-12-12