Млечный Путь. Методы звёздной статистики.

Физическое явление светящейся полосы из звёзд, видимой на небе называется полосой Млечного Пути или просто Млечным Путём.

Млечный путь в Белоруссии лучше всего виден летом, особенно в июле, августе. Он выглядит светлой светящейся полосой, проходящей через всё небо, в одних местах более яркой, в других - менее. Вдоль Млечного Пути наблюдаются яркие звёздные облака и тёмные провалы. Млечный Путь образует на небе почти полный круг. Он называется галактическим кругом или галактическим экватором. Точки, отстоящие на 90 гр. от галактического экватора по обе стороны от него, называются северным и южным полюсами Галактики. Положение объекта можно определить галактической широтой и долготой. Началом отсчёта или нулём галактической долготы по международному соглашению принята точка на галактическом экваторе, соответствующая направлению на центр Галактики. Галактический экватор наклонён по отношению к небесному экватору примерно на 62 гр.

Визуальные и фотографические звёздные подсчёты показывают, что самые слабые звёзды сильнее концентрируются к полосе Млечного Пути. Так как слабые звёзды являются более далёкими, то такие наблюдения доказывают, что Млечный Путь является сплюснутой системой звёзд. Об этом писал ещё Вильям Гершель в 18 веке. Он имеет большую глубину. Некоторые звёзды находятся на расстоянии сотен, другие на расстоянии тысяч парсек от Солнца. Поскольку Млечный Путь кажется нам лентой, опоясывающей небо и делящей его на две почти равные части, значит Солнце должно располагаться вблизи центральной плоскости системы.

Система Млечного Пути содержит примерно 100 млрд. звёзд, газ и пыль.

Изучение Млечного Пути показало, что Солнце лежит не в центре Галактики, а где-то ближе к краю, дальше середины расстояния между краем и центром. Центр Галактики находится в направлении созвездия Стрельца, где Млечный Путь имеет самую большую ширину и яркие звёздные облака.

То, что центр находится именно с созвездии Стрельца доказывает и распределение шаровых звёздных скоплений, новых звёзд, планетарных туманностей. Об этом свидетельствует вращение Галактики и интенсивное радиоизлучение, идущее из созвездия Стрельца.

Центр Млечного Пути лежит между 8000 и 11000 пс от Солнца. Наиболее вероятным считается значение 10 000 пс. Солнце удалено от плоскости Галактики на расстояние около 10 пс.

Всего же Млечный Путь имеет длину около 30 000 пс.

Вблизи Солнца существует система спиральных ветвей, накладывающихся на равномерный конгломерат ничем не примечательных звёзд. Спиральные ветви можно легко проследить, если схематически изобразить положение бело-голубых сверхгигантов и областей наибольшей плотности межзвёздного газа и пыли.

Вращение звёзд происходит вокруг центра Галактики. Солнце движется со скоростью 250 км/с.

Знание расстояний до звёзд позволяет найти их распределение в пространстве, определить структуру Галактики. Для того, чтобы охарактеризовать количество звёзд в различных частях Галактики вводят понятие звёздной плотности. Звёздной плотностью называется количество звёзд, находящихся в единице объёма пространства. За единицу объёма принимается 1 кубический парсек.

Лучше всего звёздная плотность изучена для окрестностей Солнца, так как для близких звёзд известны расстояния. Подсчёты показали, что в окрестностях Солнца звёздная плотность составляет около 0,06 звезды на кубический парсек. На каждую звезду приходится 16 пс³. Среднее расстояние между звёздами около 2,5 пс.

Чтобы узнать, как меняется плотность в различных направлениях, подсчитывается число звёзд на единице площади (на 1 кв. градусе) в различных участках неба. При приближении к полосе Млечного Пути наблюдается сильное увеличение концентрации звёзд.

Увеличение концентрации происходит при приближении к галактической плоскости и к Центру Галактики.

Важным в изучении Галактики является метод подсчёта объектов различного типа. Большинство объектов находятся вблизи тонкого плоскостного слоя. К ним относятся звёзды ранних спектральных классов О и В, цефеиды, не принадлежащие к шаровым скоплениям, сверхновые звёзды 2 типа, рассеянные звёздные скопления, звёздные ассоциации и тёмные пылевые туманности. Эти объекты образуют плоскую подсистему Галактики. Это молодые объекты.

Звёзды типа RR Лиры, W Девы, m Цефея, сверхновые 1 типа, субкарлики и шаровые скопления занимают объём эллипсоида, для которого галактическая плоскость является диаметральным сечением. Эти объекты являются сфероидальной составляющей и концентрируются к центру Галактики.

Новые звёзды, звёзды типа RV Тельца, долгопериодические переменные, белые карлики, звёзды спектральных классов C и S, планетарные туманности располагаются в пределах более или менее сплюснутых эллипсоидов.

Звёзды классов О и В располагаются на определённых расстояниях от центра, образуя спиральные ветви. Спиральная структура также подтверждается изучением распределения в ней диффузного вещества и магнитного поля.

23.2 Звёздные скопления: шаровые и рассеянные, их диаграмма "спектр - светимость" и оценка возраста. Звёздные ассоциации.

Звёздными скоплениями называются группы динамически связанных между собой звёзд, содержащие большое количество объектов и отличающиеся своим видом и звёздным составом.

По внешнему виду скопления делятся на рассеянные и шаровые. Рассеянные скопления содержат от 20 до 2000 звёзд и легко распадаются на звёзды даже в слабый телескоп, а шаровые могут включать от 10 000 до 1 000 000 звёзд и требуют для своего изучения мощного инструмента.

Рассеянные скопления находятся вблизи полосы Млечного Пути, а шаровые на удалении от 5 до 20 градусов. Рассеянных скоплений всего известно около 800, но вероятное их число несколько десятков тысяч.

Плеяды удалены на расстояние 130 пс, Гиады - 40 пс.

Чтобы отделить звёзды, принадлежащие скоплению от звёзд поля, случайно проектирующихся на эту же область неба, можно построить диаграмму спектр - светимость для звёзд скопления. Для рассеянных скоплений на диаграмме хорошо выделяется главная последовательность. Ветвь гигантов почти полностью отсутствует. Выделив звёзды, принадлежащие скоплению и найдя нормальное полоджение главной последовательности, можно получить модуль расстояния, а следовательно и само расстояние до скопления. Если расстояние найдено, можно найти линейные размеры скопления. Они составляют от 2 до 20 пс.

Шаровые скопления сильно выделяются благодаря большому количеству компактно расположенных звёзд, образующих сферическую или эллиптическую систему, с сильной концентрацией звёзд к центру.

Диаметры шаровых скоплений составляют около 40 пс. Из-за большой яркости шаровые скопления наблюдаются почти все и их число в Галактике около 100. Шаровые скопления образуют сферическую подсистему и концентрируются к центру Галактики.

Диаграмма цвет - видимая зв. величина имеет особый вид. На ней выделяется характерная для шаровых скоплений горизонтальная ветвь, ветвь гигантов, соединяющаяся с главной последовательностью. В шаровых скоплениях всегда много переменных звёзд, особенно типа RR Лиры, которые позволяют определить расстояния до скоплений.

Самые молодые и обширные рассеянные звёздные скопления называются звёздными ассоциациями. Ассоциации трудно выделить на фоне других звёзд фотографически, но можно это сделать применяя спектральные методы. В О-ассоциациях группируются горячие звёзды спектральных классов О и В. Они во много раз превышают по размерам обычные рассеянные скопления, простираясь на десятки и сотни парсеков.

Т-ассоциации состоят из молодых образующихся звёзд типа Т Тельца.

23.3 Диффузная материя в Галактике. Поглощение света. Тёмные и светлые туманности. Планетарные туманности. Физические процэссы в туманностях.

В области нашей Галактики, простирающейся на 2000 пс от Солнца 80-85% вещества содержится в звёздах и их остатках, а остальные 15-20% приходятся на долю межзвёздного газа и пыли. 99% этого межзвёздного вещества газообразно, 1% приходится на пыль. Облака космической пыли проявляют себя различным способом. Иногда они светятся как слабые туманности, но чаще выглядят как области, лишённые звёзд, сквозь которые могут быть не видны расположенные сзади звёзды.

На фотографиях звёздного неба, особенно в области Млечного Пути можно заметить сильную неоднородность респределения звёзд, вызванную наличием тёмной непрозрачной материи. Объектами такого типа являются тёмные туманности под названием “Конской Головы” и “Угольного Мешка”. “Угольный Мешок” находится на расстоянии 150 пс и его размеры - 8 пс. На небе занимает область больше 3 гр. Туманность выглядит чёрным пятном по сравнению с окружающими яркими областями и уменьшая свет примерно в 3 раза. Ослабление света соответствует 1^m,2.

Таких областей в Млечном Пути много, они образуют длинную полосу.

Наличие в межзвёздном пространстве вещества, поглощающего свет, подтверждается явлением межзвёздного покраснения света. Оно состоит в том, что спектральный состав излучения многих звёзд, особенно далёких, оказывается не таким, как у звёзд того же спектрального класса. Разница заключается в недостатке излучения в синей части спектра, который приводит к кажущемуся покраснению. Изменение спектрального состава излучения вызывается тем же самым веществом, которое вызывает поглощение света. Оно оказывается более сильным для синих лучей и менее сильным для красных. Такое ослабление свет испытывает при прохождении через среду, состоящую из мелких твёрдых частиц (пылинок), если их диаметр составляет 0,8 мкм.

В окрестностях Солнца ослабление света составляет 1^m,5 на 1 000 пс.

Наиболее сильное поглощение вблизи плоскости Галактики. Особенно велико оно в направлении на центр Галактики и меняется в больших пределах. По мере удаления от плоскости Млечного Пути общая величина межзвёздного поглощения быстро падает за счёт уменьшения толщины поглощающего слоя, расположеннго на луче зрения. В направлении к полюсу Галактики поглощение видимого света составляет 0^m,4 на всём протяжении слоя. Пыль относится к плоской подсистеме Галактики, распределяясь в пределах диска толщиной в несколько сотен парсеков. Распределение пыли носит клочковатый характер.

В некоторых случаях удаётся увидеть часть пылевой туманности, освещённую какой-либо яркой звездой, находящейся недалеко. Поперечник освещённой области обычно не более 1 пс. Часто в таких туманностях наблюдаются изогнутые волокна, т.е. вещество распределено неравномерно. Спектры туманности и освещающей звезды очень похожи. Свечение вызывается пылинками, отражающими излучение звезды. Эти туманности называются отражающими. Множество таких облаков (по 8-10 на 1000 пс) часто втречается в спиральных рукавах Галактики вместе с газовыми туманностями, образуя газово-пылевые комплексы размерами в десятки и сотни пс.

Наблюдаются большие концентрации пыли в маленьких образованиях, называемых глобулами, которые видны на фоне ярких туманностей. Концентрация пыли здесь больше в дес. и сотни раз чем в пылевых облаках.

Кроме пылевых существуют газовые туманности. Самая известная - туманность Ориона, протяжённостью около 6 пс. Всего известно около 400 таких объектов. В спектрах газовых туманностей имеются яркие эмиссионные линии, доказывающие газовую природу их свечения. Внутри газовой туманности или рядом с ней всегда можно найти горячую звезду спектрального класса О или В0, являющуюся причиной свечения туманности. Эти горячие звёзды обладают мощным ультрафиолетовым излучением, ионизующим и заставляющим светиться окружающий газ.

Поглощённая атомом туманности энергия ультрафиолетового кванта звезды большей частью идёт на ионизацию атома. В результате происходящих процессов рекомбинации вместо первоначально поглощённого жёсткого ультрафиолетового кванта атомы туманности излучают несколько менее энергичных квантов видимых лучей. Этот процесс называется флуоресценцией. таким образом в туманности происходит дробление ультрафиолетовых квантов звезды и переработка их в излучение, соответствующее спектральным линиям видимого спектра.

Концентрация частиц в туманностях - 100 - 1000 в см. куб. Это в миллионы раз меньше, чем в солнечной короне и в миллиарды раз меньше, чем могут обеспечить современные вакуумные насосы. Температура в туманностях - 10 000 К и средняя скорость электрона 500 км/с.

Горячие звёзды на больших расстояниях вокруг себя ионизуют газ (до нескольких десятков парсеков). Ионизованный газ прозрачен к ультрафиолетовому излучению, нейтральный газ его поглощает. Поэтому окружающая горячую звезду область ионизации имеет резкую границу, дальше которой газ остаётся нейтральным. Таким образом газ в межзвёздной среде может быть лиюо полностью ионизован (зоны H II), либо нейтрален (зоны H I). Горячих звёзд мало, поэтому газовые туманности и зоны H II составляют примерно 1-5% межзвёздной среды. Эти объекты располагаются в спиральных ветвях нашей Галактики и других спиральных галактик.

24. Структура Галактики.