VI. СТРОЕНИЕ И ЭВОЛЮЦИЯ ВСЕЛЕННОЙ

§ 25. Наша Галактика

25.1 Млечный Путь и Галактика
25.2 Звездные скопления и ассоциации
25.3 Межзвездная среда: газ и пыль
25.4 Движения звезд в Галактике. Еe вращение
25.5 Вопросы
25.6 Упражнение 20

25.1 Млечный Путь и Галактика

Практически все объекты, которые видят на небе невоору женным глазом жители средних широт Северного полушария Земли, составляют единую систему небесных тел (главным образом звезд) — нашу Галактику. Из числа этих объектов в состав Галактики не входит лишь слабо заметное туманное пятно, видимое в созвездии Андромеды и напоминающее по форме пламя свечи, — туманность Андромеды (рис. 6.1).

Характерной деталью звездного неба является Млечный Путь, в котором уже первые наблюдения с помощью телеско па позволили различить множество слабых звезд нашей Га лактики. Как вы можете сами убедиться в любую ясную без лунную ночь, он простирается через все небо светлой белесо ватой полосой клочковатой формы (рис. 6.2).

Идея о том, что Вселенная имеет «островную» структуру, неоднократно высказывалась в прошлом. Однако лишь в конце XVIII в. Гершель предложил первую модель строения нашей Галактики. На основе подсчетов звезд в раз личных участках неба он установил, что их число по мере удаления от Млечного Пути резко убывает. По его расчетам, слабые звезды Млечного Пути вместе с остальными, более яркими образуют единую звездную систему, напоминающую по форме диск конечных размеров, диаметр которого более чем в 4 раза превышает его толщину.

Окончательное «открытие» нашей Галактики связано с обнаружением в 1923 г. в туманности Андромеды нескольких цефеид. Наблюдение цефеид позволило определить расстояние до нее и окончательно убедило ученых, что это не просто туманность, а другая, подобная нашей звездная система. Название «галактика» было дано всем туманностям, находящимся за пределами нашей Галактики. Согласно современным данным, эта галактика находится от нас на расстоянии немногим более 2 млн св. лет.

Успехи в исследовании нашей Галактики в значительной степени связаны с изучением туманности Андромеды и других галактик. Их сравнение с Галактикой позволило выявить многие черты ее строения. В частности, поскольку характеристики и число звезд, размеры и некоторые другие особенности строения нашей Галактики оказались сходными с данными, полученными для туманности Андромеды, естественно было предположить, что так же, как и эта галактика, наша имеет спиральные рукава. В последующем целенаправленные исследования подтвердили этот факт.

Наши знания о размерах, составе и структуре Галактики получены в основном за последние десятилетия благодаря использованию больших телескопов, которые позволили изучать слабые звезды и другие далекие объекты. Было определено, что в ее структуре прослеживается ядро и окружающие его две системы звезд: дискообразная и почти сферическая галактическая корона (гало). Первая включает значительное число звезд, концентрация которых возрастает по мере приближения к галактической плоскости. Менее многочисленные звезды второй имеют концентрацию к ядру. Млечный Путь, который образуют звезды диска, опоясывает небо вдоль большого круга, а это означает, что Солнечная система находится вблизи галактической плоскости. Диаметр нашей Галактики — около 100 тыс. св. лет (30 тыс. пк). Число звезд в ней — по разным оценкам — от 200 млрд до 1 трлн. Они составляют 98% общей массы Галактики, а оставшиеся 2% — межзвездное вещество в виде газа и пыли, при этом пыли примерно в 100 раз меньше, чем газа.

Исследования Галактики, проведенные во второй половине XX в., позволили также выявить взаимосвязи звезд и межзвездного вещества, свидетельствующие о процессах эволюции, которые происходят в этой системе на протяжении миллионов и миллиардов лет. После того как выяснилось, что источником энергии звезд являются термоядерные реакции превращения водорода в гелий, стали возможными расчеты сроков их существования. Вычисления показали, что запасов водорода у наиболее ярких звезд хватит не более, чем на несколько десятков миллионов лет. Оказалось, что в Галактике сосуществуют как очень старые звезды, возраст которых приблизительно 15 млрд лет, так и очень молодые, возраст которых не превышает 100 тыс. лет. Стало очевидно, что образование звезд должно происходить постоянно, а эволюцию Галактики, по сути дела, можно считать историей происходящего в ней процесса звездообразования.

Вверх

25.2 Звездные скопления и ассоциации

Как вы уже знаете, число одиночных звезд меньше, чем звезд, составляющих двойные и кратные системы. Кроме того, в Галактике существуют различные по численности объектов и по своей форме скопления звезд.

Звездное скопление — группа звезд, которые расположены близко друг к другу и связаны взаимным тяготением.

Различаются два вида звездных скоплений: шаровые и рассеянные.

В рассеянных скоплениях звезд относительно немного — от нескольких десятков до нескольких тысяч. Самым известным рассеянным скоплением являются Плеяды, видимые в созвездии Тельца. В том же созвездии находится еще одно скопление — Гиады — треугольник из слабых звезд вблизи яркого Альдебарана. Часть звезд, относящихся к созвездию Большой Медведицы, также составляет рассеянное скопление. Практически все скопления этого типа видны вблизи Млечного Пути. Известно около 1200 рассеянных скоплений, но считается, что их в Галактике может быть в несколько десятков раз больше.

Шаровые звездные скопления насчитывают в своем составе сотни тысяч и даже миллионы звезд. Лишь два из них — в созвездиях Стрельца и Геркулеса (рис. 6.4) — можно с трудом увидеть невооруженным глазом. Шаровые скопления распределяются в Галактике по-иному: большая часть расположена вблизи ее центра, а по мере удаления от него их концентрация в пространстве уменьшается. Известных скоплений такого типа около 150, но очевидно, что это только небольшая часть существующих в нашей Галактике.

Различия двух типов скоплений касаются также их звездного «населения». В состав рассеянных скоплений входят в основном звезды, относящиеся (как и Солнце) к главной последовательности. В шаровых— очень много красных гигантов и субгигантов.

Звездные скопления явились такими объектами, при изучении которых астрономы получили редкостную возможность осуществить своеобразный эксперимент. При проведении научных исследований задача нередко заключается в том, чтобы, изменяя какой-то один параметр (например, температуру) и оставляя все остальные неизменными, изучить, как этот параметр влияет на характер наблюдаемого явления. Для всех звезд данного скопления последние две из трех основных характеристик звезд — массы, химического состава и возраста — можно (в первом приближении) считать одина ковыми. Очевидно, что эти звезды не случайно оказались в одном месте, а скорее всего когда-то образовались все вместе из одного и того же вещества. Следовательно, наблюдаемое различие их свойств определяется только тем, что эволюция звезд, различных по массе, происходит по-разному. Это намного облегчает задачу сравнения выводов теории внутреннего строения и эволюции звезд с результатами наблюдений.

Оказалось, что среди хорошо изученных звездных скоплений (их около 500), нет ни одного, для которого диаграмма «спектр — светимость» противоречила бы выводам теории звездной эволюции.

Таким образом, различия скоплений двух типов объясняются, согласно современным представлениям, различием возраста звезд, входящих в их состав, а следовательно, и возраста самих скоплений. Расчеты показали, что возраст многих рассеянных скоплений примерно 2—3 млрд лет, в то время как возраст шаровых скоплений значительно больше и может достигать 12—14 млрд лет.

Группировки наиболее молодых звезд получили название звездных ассоциаций. Возраст некоторых из них не превышает миллион лет. Ассоциации существуют недолго (по космическим меркам) — всего за 10—20 млн лет они расширяются настолько, что их звезды уже невозможно выделить среди других звезд.

Существование в Галактике звездных скоплений и ассоциаций самого различного возраста свидетельствует о том, что звезды формируются не в одиночку, а группами, а сам процесс звездообразования продолжается и в настоящее время.

Вверх

25.3 Межзвездная среда: газ и пыль

Межзвездное вещество распределено в объеме Галактики весьма неравномерно. Основная масса газа и пыли сосредоточена в слое небольшой толщины (около 200—300 пк) вблизи плоскости Млечного Пути. Местами это вещество сгущается в огромные (диаметром сотни световых лет) облака, которые загораживают от нас расположенные за ними звезды. Именно такие облака наблюдаются как темные промежутки в Млечном Пути (см. рис. 6.2), которые долгое время считались областями, где звезд нет, а потому через них можно за глянуть за пределы Млечного Пути.

Самое большое и близкое к нам облако вызывает хорошо заметное раздвоение Млечного Пути, которое протянулось от созвездия Орла до созвездия Скорпиона. Оно показано на картах звездного неба (см. «Школьный астрономический ка лендарь»).

Свет звезд рассеивает и поглощает космическая пыль, частицы которой по своим размерам сравнимы с длиной световой волны. Частицы такого размера сильнее поглощают более коротковолновое излучение в сине-фиолетовой части спектра; в длинноволновой (красной) его части поглощение слабее, поэтому наряду с ослаблением света далеких объектов наблюдается их покраснение. Пылинки имеют различный химический состав (графит, силикаты, лед и т. п.) и до ольно вытянутую форму.

В облаках концентрация частиц составляет всего несколько десятков атомов на 1 см3. В пространстве между облаками она по крайней мере в 100 раз меньше, чем в облаках. Масса пыли составляет всего несколько процентов массы межзвездного вещества, состоящего в основном из молекулярного водорода с небольшими примесями других газов. Но даже столь малое содержание пыли при тех огромных расстояниях, которые проходит свет от далеких звезд, вызывает его значительное ослабление. В среднем оно составляет 1,5 звездной величины на 1000 пк, а в облаках может достигать 30 звездных величин. Сквозь такую за весу излучение в оптическом диапазоне практически не проникает, что, в частности, лишает нас возможности увидеть ядро Галактики, которое можно изучать, только принимая его инфракрасное и радиоизлучение. Таким образом, межзвездное поглощение света значительно осложняет изучение структуры Галактики и расположения в ней звезд.

Вторая сложность заключается в том, что более половины межзвездного вещества в Галактике составляет нейтральный водород, который не светится сам и не поглощает свет. Сведения о его распределении в Галактике были получены благодаря радиоастрономическим исследованиям, при которых удалось использовать особенности строения атома водорода. Оказалось, что основной уровень энергии этого атома имеет два подуровня. При переходе с одного из них на другой происходит испускание кванта с частотой, соответствующей длине волны 21 см. В каждом отдельном атоме такой переход происходит в среднем один раз за 11 млн лет, но благо даря тому, что водород составляет основную массу вещества Галактики, радиоизлучение на волне 21 см оказывается достаточно интенсивным.

Именно по радиоизлучению водорода были выявлены спиральные ветви, вдоль которых он сконцентрирован (рис. 6.5). Спиральная структура в галактическом диске прослеживается, хотя и не так надежно, по другим объектам: горячим звездам классов О и В, а также светлым туманностям. Солнце находится почти посередине между двумя спиральными ветвями, удаленными от него примерно на 3 тыс. св. лет. Они названы по имени созвездий, в которых заметны их участки, — рукав Стрельца и рукав Персея. По современным представлениям, спиральные ветви являются волнами плотности, причем движутся они вокруг центра Галактики с постоянной угловой скоростью независимо от звезд и других объектов. Природу спиральных ветвей удалось выяснить, изучая не только нашу, но и другие сходные с нею галактики, о которых будет рассказано далее.

Физические условия в межзвездной среде весьма разнообразны, поэтому даже сходные по своей природе и близкие по составу газопылевые облака выглядят по-разному. Они могут наблюдаться как темные туманности, например, весьма примечательная по форме Конская Голова в созвездии Ориона. Иной вид приобретает облако, если поблизости от него находится достаточно яркая горячая звезда. Пыль, входящая в состав облака, отражает свет этой звезды, и облако выглядит как светлая туманность, спектр которой совпадает со спектром звезды. Очень горячие звезды (с температурой 20000—30000 К), которые обладают значительным ультрафиолетовым излучением, вызывают видимое флуоресцентное свечение газов, входящих в состав облака. В спектре таких облаков, которые получили название диффузных газовых туманностей, наблюдаются яркие линии водорода, кислорода и других элементов. Типичным объектом является Большая туманность Ориона, которую можно видеть в хороший бинокль.

Плотность этих туманностей очень мала — порядка 10-18 —10-20 кг/м3 . Тем самым астрофизика обеспечивает возможность изучать поведение газа в таких условиях, которые пока неосуществимы в земных лабораториях. В спектрах столь разреженных газов появляются линии излучения, котоые ранее никогда не удавалось наблюдать. Две яркие зеленые линии спектра туманностей довольно долго приписыва лись гипотетическому, существующему только в туманностях элементу, который, по аналогии с гелием, стали называть небулием (от лат. nebula — туманность). Впоследствии выяснилось, что эти линии принадлежат атому кислорода, потерявему два электрона.

Астрономы давно считали, что звезды образуются из межзвездной среды, однако обнаружить области звездообразования и проследить за тем, как этот процесс происходит, удалось только в последние десятилетия благодаря наблюдениям в инфракрасном и радиодиапазонах.

На фоне светлых туманностей нередко бывают видны темные пятна и прожилки (рис. 6.6). Так выглядят наиболее плотные и холодные части межзвездного вещества, получив шие название молекулярных облаков, которых в настоящее время известно несколько тысяч. Масса таких облаков может достигать миллиона масс Солнца, а диаметр — 60 пк. Большая часть из них обнаруже на только по радиоизлучению. Именно в этих облаках, со стоящих в основном из молекулярного водорода и гелия, происходит образование звезд. Как примесь в этих облаках присутствуют молекулы СО, СН3СНО, СН3ОН, NH3 и многие другие. Пыль, относительное содержание которой в облаках невелико, делает их непрозрачными. Плотность молекулярных облаков в сотни раз больше плотности облаков атомарного водорода, а температура их всего примерно 10 К (-263 °С).

Именно в таких условиях гравитационные силы могут преодолеть газовое давление и вызвать неудержимое сжатие облака— его коллапс. Практически можно считать, что происходит свободное падение вещества. Возникающая при этом неоднородность отдельных частей облака приводит к тому, что оно распадается на отдельные фрагменты (сгустки), каждый из которых продолжает сжиматься. Этот процесс может повторяться до тех пор, пока не образуются фрагменты, которые вследствие высокой плотности будут непрозрачными для излучения, и вещество не сможет уносить выделяющееся тепло. Эти зародыши будущих звезд принято на зывать протозвездами (от греч. protos — первый). В процессе превращения фрагмента облака в звезду происходит колоссальное изменение физических условий: температура возрастает примерно в 1 млн раз, а плотность увеличивается в 1020 раз. Продолжительность всего процесса по космическим меркам невелика: для такой звезды, как Солнце, она составляет около 1 млн лет.

Протозвезда еще не имеет термоядерных источников энергии, излучая за счет энергии, выделяющейся при сжатии. На центральную, наиболее плотную часть протозвезды продолжает падать окружающий ее газ. С ростом массы протозвезды растет температура в ее недрах, и когда она достигает нескольких миллионов кельвин, начинаются термоядерные реакции. Сжатие прекращается, сила тяжести уравновешена внутренним давлением горячего газа — протозвезда превратилась в звезду.

Согласно современным представлениям, рождающиеся звезды на определенном этапе проходят стадию звезды-кокона. Протозвезды и очень молодые звезды обычно окруженыга зопылевой оболочкой из того вещества, которое еще не упало на звезду. Эта оболочка делает невозможным наблюдение рождающейся звезды в оптическом диапазоне. Однако сама оболочка разогревается излучением звезды до температуры 300—600 К и является источником инфракрасного излучения. Таких объектов к настоящему времени обнаружено уже более 250.

Излучение звезды нагревает окружающую газовую оболочку и постепенно рассеивает ее полностью или только частично. Разлет остатков облака, разогретых родившимися в нем звездами, наблюдается в огромном комплексе облаков в Орионе. Этот очаг звездообразования является одним из ближайших к Земле и наиболее заметным. Две другие, самые близкие области звездообразования находятся в темных облаках созвез ий Тельца и Змееносца. В отдельных случаях от оболочки-кокона остаются газопылевые диски, частицы которых обраща ются вокруг звезд. Изображения таких объектов впервые получены с помощью космического телескопа им. Хаббла (рис. 6.7). Вероятно, из вещества одного из таких дисков, который образовался вместе с будущим Солнцем, около 5 млрд лет тому назад сформировалась наша Земля и все другие тела Солнечной системы.

Иная форма взаимосвязи звезд и межзвездного вещества наблюдается в туманностях, которые образуются на определенных этапах эволюции звезд. К их числу относятся планетарные туманности, которые были названы так, поскольку в слабые телескопы они выглядят, как диски далеких планет — Урана и Нептуна. Это внешние слои звезд, отделившиеся от них при сжатии ядра и превращении звезды в белого карлика. Эти оболочки расширяются и в течение нескольких десятков тысяч лет рассеиваются в космическом пространстве.

Туманности другого типа образуются при взрывах сверх новых звезд. Самая известная из них — Крабовидная туманность в созвездии Тельца. Она появилась как результат вспышки Сверхновой 1054 г. На этом месте в настоящее время внутри туманности наблюдается пульсар. Сама ажурная, состоящая из множества волокон оболочка сверхновой расширяется со скоростью свыше 1000 км/с.

Взаимодействие таких оболочек с межзвездной средой приводит к появлению туманностей самой причудливой формы (рис. 6.8).

Состав вещества, теряемого звездами, отличается от первичного состава межзвездной среды. В процессе термоядерных реакций в недрах звезд происходит образование многих химических элементов, а во время вспышек сверхновых образуются даже ядра тяжелее железа. Потерянный звездами газ с повышенным содержанием тяжелых химических элементов меняет состав межзвездного вещества, из которого впоследствии образуются звезды. Химический состав звезд «второго поколе ния», к числу которых принадлежит, вероятно, и наше Солнце, несколько отличается от состава старых звезд, образовавшихся ранее.

В настоящее время объекты, имеющие разный возраст, по их распределению в пространстве принято разделять на ряд подсистем, образующих единую звездную систему — Галактику. Наиболее четко выделяются две: плоская (диск) и сферическая (гало). Их расположение представлено на схеме, показывающей структуру Галактики в плоскости, перпендикулярной плоскости Млечного Пути (рис. 6.9) указаны корона, которая окружает эти подсистемы, центральная область Галактики, получившая название «балдж», и ее ядро, которое находится в направлении созвездия Стрельца, а также отмечено положение Солнца.

Центр Галактики (область радиусом примерно 1 кпк) является не просто геометрическим центром нашей звездной системы, а представляет собой одну из наиболее интересных ее составных частей, которая по своим характеристикам существенно отличается от всех остальных. Особая роль ядра в любой звездной системе стала очевидной в ходе исследования других галактик. К сожалению, ядро нашей Галактики изучено еще недостаточно, поскольку скрыто от нас мощными газопылевыми облаками.

В центральных областях Галактики наблюдается повышенная концентрация звезд, расстояния между которыми здесь в десятки и сотни раз меньше, чем в окрестностях Солнца. Так, в самой середине, в области радиусом всего 50 пк, сосредоточены сотни горячих звезд. Центральная часть в радиусе примерно 150 пк, помимо большого количества звезд, заполнена ионизованным водородом, масса которого в 1 млн раз превышает массу Солнца.

Область размером 10 пк, называемая ядром Галактики, является источником радиоизлучения, внутри которого находятся красные гиганты и отдельные плотные газовые конденсации размером около 0,1 пк. Два других радиоисточника находятся дальше от центра Галактики и представляют собой молекулярные облака с массой в 1 млн масс Солнца, в которых идет бурный процесс звездообразования. Некоторые исследователи полагают, что в центре Галактики находится массивная (1 млн масс Солнца) черная дыра, однако эти представления не являются общепризнанными.

Вверх

25.4 Движения звезд в Галактике. Еe вращение

Долгое время звезды не случайно считались «неподвижными». Измеряя взаимное расположение звезд на небе, астрономы только в начале XVIII в. заметили, что координаты некоторых ярких звезд (Альдебарана, Арктура, Сириуса) из менились по сравнению с теми, которые были получены в древности. Смещение звезд, которое назвали собственным движением, было обнаружено раньше, чем удалось измерить их годичный па раллакс.

Собственным движением звезды называется ее видимое угловое смещение за год по отношению к слабым далеким звездам.

Смещение звезд на небе в течение года невелико. Однако на протяжении десятков тысяч лет собственные движения звезд су щественно сказываются на их положении, вследствие чего меняются привычные очертания созвездий (рис. 6.10).

Скорости движения в пространстве у различных звезд отличаются довольно значительно. Самая «быстрая» из них, получившая название «летящая звезда Барнарда», за год перемещается по небу на 10,8Ѕ. Это означает, что 0,5° — угловой диаметр Солнца и Луны она проходит менее чем за 200 лет. В настоящее время эта звезда (ее звезд ная величина 9,7) находится в созвездии Змееносца. Большинство из 300 000 звезд, собственное движение которых измерено, меняют свое положение значительно медленнее — смещение составляет всего лишь сотые и тысячные доли угловой секунды за год.

В настоящее время собственные движения звезд определяют, сравнивая положение звезд на фотографиях данного участка звездного неба, полученных на одном и том же телескопе с промежутком времени в несколько лет или даже десятилетий. Но даже в этом случае смещение сравнительно близких звезд на фоне более далеких столь мало, что его можно определить только с помощью специальных микроскопов.

Скорость звезды в пространстве можно представить как векторную сумму двух компонентов, один из которых направлен по лучу зрения, другой — перпендикулярно ему (рис. 6.11). Скорость по лучу зрения () непосредственно определяется по эффекту Доплера — смещению линий в спектре звезды. Компонент скорости по направлению, перпендикулярному лучу зрения (), можно вычислить только в том случае, если измерить собственное движение звезды и ее параллакс, т. е. знать расстояние до нее. Тогда пространственная скорость звезды будет равна:

Пространственные скорости звезд относительно Солнца (или Земли) составляют, как правило, десятки километров в секунду.

Изучение собственных движений и лучевых скоростей показало, что Солнечная система движется со скоростью 20 км/с в направлении созвездия Геркулеса. Точка небесной сферы, в направлении которой она движется относительно ближайших звезд, называется апексом Солнца.

Анализ собственных движений и лучевых скоростей звезд по всему небу показал, что они движутся вокруг центра Галактики. Это движение звезд воспринимается как вращение нашей звездной системы, которое подчиняется определенной закономерности: угловая скорость вращения убывает по мере удаления от центра, а линейная возрастает, достигая максимального значения на том расстоянии, на котором находится Солнце, а затем практически остается постоянной.

Звезды, газ и другие объекты, составляющие галактический диск, движутся по орбитам, близким к круговым. Солнце вместе с близлежащими звездами обращается вокруг центра Галактики со скоростью около 250 км/с, совершая один оборот примерно за 200 млн лет. Расстояние от Солнца до центра Галактики составляет 23—28 тыс. св. лет (7—9 тыс. пк). Скорость обращения Солнца практически совпадает со скоростью, с которой на данном расстоянии от центра Галактики движется волна уплотнения, формирующая спиральные рукава. Эта область Галактики получила название коротационной окружности (от англ. corotation — совместное вращение). Оказавшиеся здесь Солнце и другие звезды находятся в привилегированном положении. Все остальные звезды периодически попадают внутрь спиральных рукавов, поскольку их линейные скорости не совпадают со скоростью обращения волны уплотнения вокруг центра Галактики. Следовательно, наша планета и вся Солнечная система не испытывают на себе катастрофического влияния тех бурных процессов, которые происходят внутри спиральных рукавов. Стабильность условий, в которых возникла и миллиарды лет существует Солнечная система, может рассматриваться как один из важнейших факторов, обусловивших происхождение и развитие жизни на Земле.


Вопросы

1. Какова структура и размеры нашей Галактики?
2. Какие объекты входят в состав Галактики?
3. Как проявляет себя межзвездная среда? Каков ее состав?
4. Какие источники радиоизлучения известны в нашей Галактике?
5. Чем различаются рассеянные и шаровые звездные скопления?

Упражнение 20

Звезда, находящаяся на расстоянии 10 пк, приближается к нам со скоростью 100 км/с. Как изменится это расстояние за 100 лет?


<<<  Вверх  >>>