Preguntas del programa:
Movimiento adecuado y velocidades radiales de las estrellas;
Velocidades peculiares de las estrellas y el Sol en la Galaxia;
Rotación de la galaxia.
Resumen:
Movimiento adecuado y velocidades radiales de las estrellas, velocidades peculiares de las estrellas y el Sol en la galaxia.
La comparación de las coordenadas ecuatoriales de las mismas estrellas, determinadas a intervalos significativos, mostró que cambia con el tiempo. Muchos de estos cambios son causados por precesión, nutación, aberración y paralaje anual. Si excluye la influencia de estas razones, los cambios disminuyen, pero no desaparecen por completo. El desplazamiento restante de la estrella en la esfera celeste durante un año se denomina movimiento propio de la estrella. Se expresa en segundos de arco por año.
Para determinar estos movimientos, se comparan placas fotográficas, capturadas a largos intervalos de 20 o más años. Al dividir el desplazamiento resultante por el número de años que han pasado, los investigadores obtienen el movimiento de la estrella por año. La precisión de la determinación depende de la cantidad de tiempo transcurrido entre dos imágenes.
Los movimientos adecuados son diferentes para diferentes estrellas en magnitud y dirección. Solo unas pocas docenas de estrellas tienen movimientos propios de más de 1 ″ por año. La estrella "voladora" de Barnard tiene el movimiento propio más grande conocido = 10 ″, 27. La mayoría de las estrellas tienen su propio movimiento equivalente a centésimas y milésimas de segundo de arco por año. Las mejores definiciones modernas alcanzan 0 ", 001 por año. Durante largos períodos de tiempo, equivalentes a decenas de miles de años, los patrones de las constelaciones cambian enormemente.
El movimiento propio de la estrella ocurre a lo largo de un arco de un gran círculo a una velocidad constante. El movimiento directo cambia en una cantidad , llamado movimiento propio en ascensión recta, y declinación, en una cantidad , llamado movimiento propio en declinación.
El movimiento propio de una estrella se calcula mediante la fórmula:
mi 
Si se conoce el movimiento propio de la estrella durante un año y la distancia a ella r en parsecs, entonces es fácil calcular la proyección de la velocidad espacial de la estrella en el plano del cielo. Esta proyección se llama velocidad tangencial V t y se calcula mediante la fórmula:
dónde r es la distancia a la estrella, expresada en parsecs.
Para encontrar la velocidad espacial V de una estrella, es necesario conocer su velocidad radial V r, que se determina a partir del desplazamiento Doppler de las líneas en el espectro y V t, que se determina a partir de la paralaje anual y. Dado que V t y V r son mutuamente perpendiculares, la velocidad espacial de la estrella es:
V = V t + V r ).
Para determinar V se debe indicar el ángulo , buscado por sus funciones:
sin = V t / V,
cos = V t / V.
El ángulo está en el rango de 0 a 180.
Sistema Centauri Soleado sistema Verdadero movimiento en el espacioV
pecado = / ,
cos = /
teniendo en cuenta los signos de ambas funciones. La velocidad espacial de una estrella durante muchos siglos permanece prácticamente sin cambios en magnitud y dirección. Por lo tanto, conociendo las V y r de la estrella en la época actual, se puede calcular la época de la aproximación más cercana de la estrella al Sol y determinar para ella la distancia r min, paralaje, movimiento propio, componentes de la velocidad espacial y magnitud aparente. . La distancia a la estrella en parsecs es r = 1 / , 1 parsec = 3.26 sv. del año.
Z
Movimiento del sistema
Centauri
Para juzgar los movimientos de las estrellas, se debe encontrar la velocidad del Sol y excluirla de las velocidades observadas del movimiento de las estrellas.
El punto de la esfera celeste hacia el cual se dirige el vector de velocidad del Sol se llama ápice solar y el punto opuesto se llama antiapex.
El ápice del sistema solar se encuentra en la constelación de Hércules, tiene coordenadas: = 270 , = +30 . En esta dirección, el Sol se mueve a una velocidad de unos 20 km / s, en relación con las estrellas ubicadas a no más de 100 ps de él. Durante el año, el Sol pasa 630.000.000 km, o 4,2 UA.
Rotación de la galaxia
Si algún grupo de estrellas se mueve a la misma velocidad, al estar en una de estas estrellas, es imposible detectar el movimiento general. La situación es diferente si la velocidad cambia como si un grupo de estrellas se moviera alrededor de un centro común. Entonces, la velocidad de las estrellas más cercanas al centro será menor que la de las más alejadas del centro. Las velocidades observadas en la línea de visión de estrellas distantes demuestran tal movimiento. Todas las estrellas junto con el Sol se mueven perpendicularmente a la dirección hacia el centro de la Galaxia. Este movimiento es consecuencia de la rotación general de la Galaxia, cuya velocidad varía con la distancia a su centro (rotación diferencial).
La rotación del Galaxy tiene las siguientes características:
1. Ocurre en el sentido de las agujas del reloj, si miras la Galaxia desde el lado de su polo norte, ubicado en la constelación de Coma.
2. La velocidad angular de rotación disminuye con la distancia desde el centro.
3. La velocidad lineal de rotación primero aumenta con la distancia desde el centro. Luego, aproximadamente a la distancia del Sol, alcanza su valor máximo de aproximadamente 250 km / s, después de lo cual disminuye lentamente.
4. El sol y las estrellas en su vecindad hacen una revolución completa alrededor del centro de la galaxia en aproximadamente 230 millones de años. Este período de tiempo se llama año galáctico.
Preguntas de control:
¿Cuál es el movimiento propio de las estrellas?
¿Cómo se detecta el propio movimiento de las estrellas?
¿Qué estrella tiene el mayor movimiento propio?
¿Cuál es la fórmula para calcular el movimiento propio de una estrella?
¿Cuáles son los componentes de la velocidad espacial de una estrella?
¿Cómo se llama el punto de la esfera celeste en la dirección en la que se mueve el Sol?
¿En qué constelación está el ápice?
¿Qué tan rápido se mueve el sol en relación con las estrellas cercanas?
¿Cuál es la distancia que recorre el Sol en un año?
¿Cuáles son las características de la rotación del Galaxy?
¿Cuál es el período de rotación de la galaxia?
Tareas:
1. La velocidad radial de la estrella Betelgeuse 
= 21 km / s, movimiento propio = 0,032 por año y paralaje R= 0,012. Determine la velocidad espacial total de la estrella en relación con el Sol y el ángulo formado por la dirección del movimiento de la estrella en el espacio con la línea de visión.
Respuesta: = 31.
2. La estrella 83 Hércules está lejos de nosotros. D= 100 pc, su propio movimiento es = 0,12. ¿Cuál es la velocidad tangencial de esta estrella?
Respuesta: 57 km / s.
3. El movimiento propio de la estrella de Kaptein, ubicada a una distancia de 4 pc, es de 8.8 por año y la velocidad radial es de 242 km / s. Determina la velocidad espacial de la estrella.
Respuesta: 294 km / s.
4. ¿A qué distancia mínima la estrella 61 Cygnus se acercará a nosotros si el paralaje de esta estrella es 0.3 y su movimiento propio es 5.2? La estrella se mueve hacia nosotros con una velocidad radial de 64 km / s.
Respuesta: 2,6 pz.
Literatura:
1. Calendario astronómico. Parte permanente. M., 1981.
2. Kononovich E.V., Moroz V.I. Curso de Astronomía General. M., Editorial URSS, 2004.
3. Efremov Yu.N. En las profundidades del universo. M., 1984.
4. Tsesevich V.P. Qué y cómo observar en el cielo. M., 1979.
PROPIO MOVIMIENTO DE ESTRELLA
PROPIO MOVIMIENTO DE ESTRELLA, el aparente desplazamiento de una estrella en la ESFERA CELESTIAL como resultado de su movimiento relativo al Sol. En la mayoría de los casos, este movimiento es inferior a 0,1 segundos de arco. BARNARD'S STAR tiene el mayor movimiento propio (10,3 segundos de arco por año). El movimiento adecuado de una estrella se determina comparando la posición de la estrella en placas fotográficas capturadas durante un largo período de tiempo, generalmente igual a años o décadas. El satélite de medición "Hiparco" obtuvo medidas mucho más precisas del movimiento adecuado de las estrellas.
Diccionario enciclopédico científico y técnico.
Vea qué es "OWN STAR MOTION" en otros diccionarios:
El desplazamiento angular de una estrella a través de la esfera celeste por año. Observado en las estrellas más cercanas ... Diccionario enciclopédico grande
El desplazamiento angular de una estrella a través de la esfera celeste por año. Observado cerca de las estrellas más cercanas. * * * MOVIMIENTO DE ESTRELLA PROPIA MOVIMIENTO DE ESTRELLA PROPIA, desplazamiento angular de una estrella a través de la esfera celeste por año. Observado en las estrellas más cercanas ... diccionario enciclopédico
El desplazamiento angular de una estrella a través de la esfera celeste por año. Observado en las estrellas más cercanas ... Ciencias Naturales. diccionario enciclopédico
El movimiento adecuado es el cambio en las coordenadas de las estrellas en la esfera celeste causado por el movimiento relativo de las estrellas y el sistema solar. No incluyen los cambios periódicos provocados por el movimiento de la Tierra alrededor del Sol (paralaje). Más ... ... Wikipedia
La velocidad del movimiento angular de un objeto (estrella) en la esfera celeste en relación con un sistema de coordenadas que está estacionario en el espacio. En la práctica, está determinado por el cambio en la posición de una estrella en relación con estrellas o galaxias mucho más distantes ... ... Diccionario astronómico
Ver las estrellas ... Diccionario enciclopédico de F.A. Brockhaus e I.A. Efron
De oeste a este. al revés (reverso) de este a oeste. las estrellas poseen el movimiento de una estrella en la esfera celeste en relación con las estrellas circundantes más distantes ... Diccionario astronómico
Cuerpos celestes calientes y luminosos como el sol. Las estrellas varían en tamaño, temperatura y brillo. Según muchos parámetros, el Sol es una estrella típica, aunque parece mucho más brillante y grande que todas las demás estrellas, ya que se encuentra mucho más cerca de ... ... Enciclopedia de Collier
La ilustración muestra la vista de la estrella aplanada Achernar causada por su rápida rotación. La rotación de una estrella es el movimiento angular de una estrella alrededor de su eje. La velocidad de rotación se puede medir por el desplazamiento de líneas en su espectro o por el tiempo ... Wikipedia
Artículo principal: Evolución estelar La formación de estrellas es el proceso por el cual densas porciones de nubes moleculares colapsan en una bola de plasma para formar una estrella. La evolución de las estrellas comienza en una nube molecular gigante, también llamada ... ... Wikipedia
A. A. KISELEV
Universidad Estatal de San Petersburgo
Introducción
Justificación del sistema de coordenadas inerciales en astronomía
El descubrimiento del movimiento de estrellas "fijas" pertenece al famoso astrónomo inglés Edmund Halley, quien descubrió en 1718 que algunas estrellas brillantes del catálogo Hiparco-Ptolomeo cambiaban notablemente de posición entre otras estrellas. Estos eran Sirio, desplazado hacia el sur en casi un diámetro y medio de la Luna, Arcturus, dos diámetros hacia el sur, y Aldebarán, desplazado 1/4 del diámetro de la Luna hacia el este. Los cambios observados no pueden atribuirse a errores en el catálogo de Ptolomeo, que no excedía, por regla general, 6 "(1/5 del diámetro de la luna). El descubrimiento de Halley fue pronto confirmado (1728) por otro astrónomo inglés, James Bradley. , mejor conocido como el descubridor de las estrellas anuales. Tobias Meyer (1723-1762), Nicola Lacaille (1713-1762) y muchos otros astrónomos hasta Friedrich Bessel (1784-1846), quien sentó las bases del sistema fundamental moderno. de posiciones estelares, participaron además en la determinación de los movimientos de las estrellas.
Curiosamente, se necesitaron casi 2.000 años para destruir el concepto establecido de estrellas fijas para comenzar a buscar y encontrar el movimiento de las estrellas. Esta revolución en la astronomía, por supuesto, se produjo gracias al triunfo de la mecánica newtoniana, que estableció las leyes del movimiento de los cuerpos celestes, incluidas las estrellas, de las que los astrónomos ya sabían en el siglo XVIII que eran cuerpos similares al Sol. Pero el principal interés para los astrónomos de esa época era la Luna (para la navegación), los planetas y la Tierra como planeta. La mecánica newtoniana creó las condiciones para un estudio matemáticamente riguroso de los movimientos de estos cuerpos, solo quedaba encontrar un sistema de coordenadas que pudiera ser reconocido como en reposo o en un estado de movimiento rectilíneo uniforme, es decir, un sistema de coordenadas inercial que satisfaga la de Newton. primera ley, un sistema de coordenadas de este tipo al que es fácil y simplemente sería posible atribuir todos los movimientos observados de la Luna, los planetas y también la Tierra. Tal sistema de coordenadas, al parecer, estaba representado por estrellas "fijas". Y así los astrónomos comenzaron a determinar las coordenadas esféricas de las estrellas, refiriéndolas al sistema ecuatorial, donde el plano paralelo al ecuador terrestre se toma como plano principal, y el punto del equinoccio vernal sirve como origen de las longitudes (ascensiones rectas). . El desarrollo de la tecnología instrumental y la habilidad de los observadores (J. Bradley, T. Mayer) contribuyeron a una gran mejora en la precisión de la determinación de las coordenadas de las estrellas en el sistema ecuatorial. Sobre la base de estas observaciones, se compilaron los primeros catálogos de las posiciones de varias estrellas seleccionadas. La precisión de las posiciones de las estrellas en estos catálogos ya se acercaba a 1 "en el siglo XVIII, y en el siglo XIX aumentó notablemente. La diferencia en las coordenadas de las estrellas en los catálogos recopilados y asignados a diferentes épocas reveló que el sistema adoptado de coordenadas ecuatoriales no es inercial. La mecánica newtoniana permitió fundamentar rigurosamente las causas y la naturaleza de los cambios en las coordenadas de las estrellas, referidas al sistema de coordenadas ecuatoriales, al marco de referencia dado por la rotación libre de la Tierra, girando alrededor el Sol y experimentar perturbaciones de la Luna y los planetas. Estos cambios en las coordenadas: 1) el fenómeno de precesión, que era conocido por los antiguos como "anticipación de equinoccios"; 2) el fenómeno de nutación, que fue descubierto por Bradley. Ambos De estos fenómenos, junto con la aberración, fueron rastreados y estudiados en detalle por varias generaciones de astrónomos en los siglos XVIII y XIX, comenzando con Bradley y terminando con Bessel. Como resultado, los valores numéricos de las constantes se determinaron de manera confiable, y aberraciones, es decir, aquellos valores que se encuentran actualmente forman parte de la lista de las llamadas constantes fundamentales de la astronomía. Así, se crearon todas las condiciones para la transición de las coordenadas visibles (instantáneas) de las estrellas a las coordenadas referidas a algún sistema de ejes constante (detenido), que puede considerarse inercial con una buena aproximación. En el lenguaje de los astrónomos, la mecánica celeste, esta transición se llama la transformación de las posiciones aparentes de las estrellas a sus posiciones promedio en el sistema ecuatorial y el equinoccio de una época determinada. Esta transformación fue corroborada en detalle y esbozada en la obra fundamental de Bessel "Fundamenta astronomiae" en 1818, que aún conserva su importancia. La fundamentación del sistema de coordenadas inerciales en astronomía ha creado las condiciones necesarias para determinar y estudiar los movimientos reales de los cuerpos celestes, incluidas las estrellas, en el mundo estelar que rodea la Tierra.
Los movimientos propios de las estrellas
Movimientos propios del meridiano
La idea de este proyecto fue expresada simultáneamente en los años 30 por el astrónomo estadounidense Wright y B.V. Numerov en la URSS. De acuerdo con esta idea, se propuso determinar los movimientos fotográficos propios de las estrellas directamente en relación con las nebulosas extragalácticas (galaxias). Los estadounidenses tenían la intención de usar imágenes de galaxias como estrellas de referencia, los astrónomos soviéticos, solo como estrellas de control en el proceso de absolutización. Debido a la extrema lejanía de las galaxias (la mayoría de las galaxias observadas están a más de 10 6 pc de distancia de nuestra Galaxia), sus movimientos propios, mucho menos de 0,001 "/ año, pueden descuidarse. Por lo tanto, los movimientos fotográficos propios de las estrellas, determinados en relación con las galaxias, pueden considerarse absolutos a partir de la comparación con los movimientos propios de los meridianos de las mismas estrellas, compruebe si los movimientos propios de los meridianos de las estrellas satisfacen la condición de inercia, es decir, si se derivan correctamente.
Movimiento adecuado y velocidades radiales de las estrellas. Velocidades peculiares de las estrellas y el Sol en la Galaxia. Rotación de la Galaxia.
La comparación de las coordenadas ecuatoriales de las mismas estrellas, determinadas a intervalos significativos, mostró que ayd cambian con el tiempo. Muchos de estos cambios son causados por precesión, nutación, aberración y paralaje anual. Si excluye la influencia de estas razones, los cambios disminuyen, pero no desaparecen por completo. El desplazamiento restante de la estrella en la esfera celeste durante un año se denomina movimiento propio de la estrella m. Se expresa en segundos. arcos por año.
Los movimientos adecuados son diferentes para diferentes estrellas en magnitud y dirección. Solo unas pocas docenas de estrellas tienen sus propios movimientos de más de 1 "por año. El movimiento propio más grande conocido de la estrella “voladora” de Barnard es m = 10 ”, 27. La mayoría de las estrellas tienen su propio movimiento equivalente a centésimas y milésimas de segundo de arco por año.
Durante largos períodos de tiempo, equivalentes a decenas de miles de años, los patrones de las constelaciones cambian enormemente.
El movimiento propio de la estrella ocurre a lo largo de un arco de un gran círculo a una velocidad constante. La ascensión recta cambia en una cantidad m a, llamada movimiento apropiado en ascensión recta, y declinación, en una cantidad m d, llamada movimiento apropiado en declinación.
El movimiento propio de la estrella se calcula mediante la fórmula:
metro = Ö (metro a 2 + metro re 2).
Si se conoce el movimiento propio de la estrella durante un año y la distancia a ella r en parsecs, entonces es fácil calcular la proyección de la velocidad espacial de la estrella en el plano del cielo. Esta proyección se llama velocidad tangencial V t y se calcula mediante la fórmula:
V t = m "r / 206265" ps / año = 4,74 m r km / s.
para encontrar la velocidad espacial V de una estrella, es necesario conocer su velocidad radial V r, que se determina a partir del desplazamiento Doppler de las líneas en el espectro de la estrella. Dado que V t y V r son mutuamente perpendiculares, la velocidad espacial de la estrella es:
V = r (V t 2 + V r 2).
Las estrellas más rápidas son las variables RR Lyrae. Su velocidad media con respecto al Sol es de 130 km / s. Sin embargo, estas estrellas se mueven en contra de la rotación de la Galaxia, por lo que su velocidad resulta ser baja (250-130 = 120 km / s). No se observan estrellas muy rápidas, con velocidades de unos 350 km / s con respecto al centro de la galaxia, porque la velocidad de 320 km / s es suficiente para salir del campo de atracción de la galaxia o rotar en una órbita muy alargada. .
El conocimiento de los movimientos propios y las velocidades radiales de las estrellas nos permite juzgar sobre los movimientos de las estrellas en relación con el Sol, que también se mueve en el espacio. Por lo tanto, los movimientos observados de las estrellas se componen de dos partes, de las cuales una es consecuencia del movimiento del Sol y la otra es el movimiento individual de la estrella.
Para juzgar los movimientos de las estrellas, se debe encontrar la velocidad del Sol y excluirla de las velocidades observadas del movimiento de las estrellas.
El punto de la esfera celeste hacia el cual se dirige el vector de velocidad del Sol se llama ápice solar y el punto opuesto se llama antiapex.
El ápice del sistema solar se encuentra en la constelación de Hércules, tiene coordenadas: a = 270 0, d = +30 0. En esta dirección, el Sol se mueve a una velocidad de unos 20 km / s, en relación con las estrellas ubicadas a no más de 100 ps de él. Durante el año, el Sol pasa 630.000.000 km, o 4,2 UA.
Si algún grupo de estrellas se mueve a la misma velocidad, al estar en una de estas estrellas, es imposible detectar el movimiento general. La situación es diferente si la velocidad cambia como si un grupo de estrellas se moviera alrededor de un centro común. Entonces, la velocidad de las estrellas más cercanas al centro será menor que la de las más alejadas del centro. Las velocidades observadas en la línea de visión de estrellas distantes demuestran tal movimiento. Todas las estrellas junto con el Sol se mueven perpendicularmente a la dirección hacia el centro de la Galaxia. Este movimiento es consecuencia de la rotación general de la Galaxia, cuya velocidad varía con la distancia desde su centro (rotación diferencial).
La rotación del Galaxy tiene las siguientes características:
1. Ocurre en el sentido de las agujas del reloj, si miras la Galaxia desde el lado de su polo norte, ubicado en la constelación de Coma.
2. La velocidad angular de rotación disminuye con la distancia desde el centro.
3. La velocidad lineal de rotación primero aumenta con la distancia desde el centro. Luego, aproximadamente a la distancia del Sol, alcanza su valor máximo de aproximadamente 250 km / s, después de lo cual disminuye lentamente.
4. El sol y las estrellas en su vecindad hacen una revolución completa alrededor del centro de la galaxia en aproximadamente 230 millones de años. Este período de tiempo se llama año galáctico.
24.2 Poblaciones estelares y subsistemas galácticos.
Las estrellas ubicadas cerca del Sol se distinguen por su alto brillo y pertenecen al tipo I de población. generalmente se encuentran en las regiones exteriores de la Galaxia. Las estrellas ubicadas lejos del Sol, ubicadas cerca del centro de la Galaxia y en la corona pertenecen al tipo II de población. La división de estrellas en poblaciones fue realizada por Baade al estudiar la Nebulosa de Andrómeda. Las estrellas más brillantes de la población I son azules y tienen magnitudes absolutas de hasta -9 m, y las estrellas más brillantes de la población II son rojas con abs. tamaño -3 m. Además, la población I se caracteriza por una abundancia de gas y polvo interestelar, que están ausentes en la población II.
La división detallada de las estrellas de la Galaxia en poblaciones incluye 6 tipos:
1. Población extrema I: incluye objetos contenidos en ramas espirales. Esto incluye gas interestelar y polvo concentrado en los brazos espirales a partir de los cuales se forman las estrellas. Las estrellas de esta población son muy jóvenes. Su edad es de 20 a 50 millones de años. La región de existencia de estas estrellas está limitada por una fina capa galáctica: un anillo con un radio interior de 5000 ps, un radio exterior de 15000 ps y un espesor de aproximadamente 500 ps.
Estas estrellas incluyen estrellas de tipos espectrales de O a B2, supergigantes de tipos espectrales tardíos, estrellas Wolf-Rayet, estrellas de emisión de clase B, asociaciones estelares, variables T Tauri.
2. Las estrellas de la población ordinaria I son un poco mayores, su edad es de 2-3 años cósmicos. Se han alejado de los brazos espirales y, a menudo, se encuentran cerca del plano central de la Galaxia.
Estos incluyen estrellas de subclases de B3 a B8 y estrellas normales de clase A, ras. cúmulos con estrellas de las mismas clases, estrellas de clases de la A a la F con fuertes líneas metálicas, supergigantes rojas menos brillantes.
3. Estrellas de población del disco. Su edad es de 1 a 5 mil millones de años, es decir. 5-25 años espaciales. El Sol también pertenece a estas estrellas. Esta población incluye muchas estrellas sutiles ubicadas dentro de los 1000 ps del plano central en el cinturón galáctico con un radio interno de 5000 ps y un radio externo de 15,000 ps. Estas estrellas incluyen gigantes ordinarios de clases de G a K, estrellas de secuencia principal de clases de G a K, variables de período largo con períodos de más de 250 días, estrellas variables semi-regulares, nebulosas planetarias, nuevas estrellas, viejos cúmulos abiertos.
4. Las estrellas de población intermedia II incluyen objetos ubicados a distancias de más de 1000 ps a cada lado del plano central de la Galaxia. Estas estrellas giran en órbitas alargadas. Estos incluyen la mayoría de las estrellas viejas con edades de 50 a 80 años cósmicos, estrellas con altas velocidades, con líneas débiles, variables de período largo con períodos de 50 a 250 días, cefeidas tipo W de Virgo, variables RR Lyrae, enanas blancas, cúmulos globulares ...
5. Población de la corona galáctica. incluyen objetos que surgieron en las primeras etapas de la evolución de la Galaxia, que entonces era menos plana de lo que es ahora. Estos objetos incluyen subenanas, cúmulos globulares coronales, estrellas RR Lyrae, estrellas con líneas extremadamente débiles, estrellas con las velocidades más altas.
6. Las estrellas de la población del núcleo incluyen los objetos menos conocidos. En el espectro de estas estrellas, observado en otras galaxias, las líneas de sodio son fuertes y las bandas de cianógeno (CN) son intensas. Estas pueden ser enanas de clase M. Tales objetos incluyen estrellas RR Lyrae, estrellas globulares. cúmulos ricos en metales, nebulosas planetarias, enanas M, estrellas gigantes G y M con fuertes bandas de cianógeno, objetos infrarrojos.
Los elementos más importantes de la estructura de la Galaxia son la condensación central, los brazos espirales y un disco. La condensación central de la Galaxia nos está oculta por la materia oscura y opaca. Su mitad sur se ve mejor como una nube de estrellas brillante en la constelación de Sagitario. La segunda mitad también se puede observar en rayos infrarrojos. Estas mitades están separadas por una poderosa banda de materia polvorienta, que es opaca incluso a los rayos infrarrojos. Las dimensiones lineales de la concentración central son de 3 por 5 kiloparsecs.
La región de la galaxia a una distancia de 4-8 kpc del centro se distingue por una serie de características. Contiene la mayor cantidad de púlsares y restos gaseosos de explosiones de supernovas, intensa emisión de radio no térmica; las estrellas O y B jóvenes y calientes son más comunes. Hay nubes moleculares de hidrógeno en esta área. En la materia difusa de esta zona se incrementa la concentración de rayos cósmicos.
A una distancia de 3-4 kpc del centro galáctico, los métodos de radioastronomía han descubierto un brazo de hidrógeno neutro con una masa de aproximadamente 100.000.000 de energía solar, que se expande a una velocidad de unos 50 km / s. al otro lado del centro, a una distancia de aproximadamente 2 kpc, hay un brazo con una masa 10 veces menor, alejándose del centro a una velocidad de 135 km / s.
En la región del centro hay varias nubes de gas con masas de 10.000 a 100.000 masas solares, que se alejan a una velocidad de 100 a 170 km / s.
La región central con un radio de menos de 1 kpc está ocupada por un anillo de gas neutro, que gira a una velocidad de 200 km / s alrededor del centro. Contiene una gran región H II en forma de disco con un diámetro de aproximadamente 300 ps. En la región del centro se observa radiación no térmica, lo que indica un aumento en la concentración de rayos cósmicos y la intensidad de los campos magnéticos.
La totalidad de los fenómenos observados en las regiones centrales de la Galaxia sugiere la posibilidad de que hace más de 10.000.000 de años desde el centro de la Galaxia hubo una eyección de nubes de gas con una masa total de unas 10.000.000 masas solares y una velocidad de unos 600 km / s.
En la constelación de Sagitario, cerca del centro de la Galaxia, hay varias fuentes poderosas de radiación de radio e infrarrojos. Uno de ellos, Sagitario-A, está ubicado en el mismo centro de la Galaxia. Está rodeado por una nube molecular anular con un radio de 200 ps, que se expande a una velocidad de 140 km / s. Se está llevando a cabo un proceso activo de formación de estrellas en las regiones centrales.
En el centro de nuestra galaxia hay muy probablemente un núcleo que parece un cúmulo de estrellas globulares. Los detectores de infrarrojos han detectado allí un objeto elíptico de 10 ps de tamaño. Puede contener un denso cúmulo de estrellas con un diámetro de 1 ps. También puede ser un objeto de naturaleza relativista desconocida.
24.3 Estructura espiral de la galaxia.
La naturaleza de la estructura en espiral de la Galaxia está asociada con ondas de densidad en espiral que se propagan en el disco estelar. Estas ondas son similares a las ondas sonoras, pero debido a la rotación toman la forma de espirales. El medio en el que se propagan estas ondas consiste no solo en materia interestelar polvorienta de gas, sino también en las propias estrellas. Las estrellas también forman una especie de gas, que se diferencia del gas ordinario en que no hay colisiones entre sus partículas.
Una onda de densidad en espiral, como una onda longitudinal convencional, es una alternancia de densidades sucesivas y rarefacción del Medio. A diferencia del gas y las estrellas, el patrón de ondas en espiral gira en la misma dirección que toda la galaxia, pero notablemente más lento y con una velocidad angular constante, como un cuerpo sólido.
Por lo tanto, la sustancia alcanza constantemente las ramas espirales desde el lado interno y pasa a través de ellas. Sin embargo, para las estrellas y el gas, este paso a través de los brazos espirales es diferente. Las estrellas, como el gas, se condensan en una onda espiral y su concentración aumenta entre un 10 y un 20%. En consecuencia, el potencial gravitacional también aumenta. Pero como no hay colisiones entre las estrellas, conservan el impulso, cambian ligeramente su trayectoria dentro del brazo espiral y lo dejan casi en la misma dirección en la que entraron.
El gas se comporta de manera diferente. Debido a las colisiones, al entrar en la manga, pierde el momento de impulso, se ralentiza y comienza a acumularse en el borde interior de la manga. Las nuevas porciones de gas entrantes conducen a la formación de una onda de choque en este límite con una gran diferencia de densidad. Como resultado, se forman labios de sellado de gas en las patas en espiral y surge inestabilidad térmica. El gas se vuelve rápidamente opaco, se enfría y pasa a una fase densa, formando complejos gas-polvo favorables para la formación de estrellas. Las estrellas jóvenes y calientes excitan el brillo del gas, lo que crea nebulosas brillantes que, junto con las estrellas calientes, perfilan una estructura en espiral, repitiendo la onda de densidad en espiral en el disco estelar.
La estructura espiral de nuestra galaxia se ha estudiado mediante estudios de otras galaxias espirales. La investigación ha demostrado que los brazos espirales de las galaxias vecinas están compuestos de gigantes calientes, supergigantes, polvo y gas. Si elimina estos objetos, las ramas en espiral desaparecerán. Las estrellas rojas y amarillas llenan uniformemente las áreas dentro y entre las ramas.
Para aclarar la estructura en espiral de nuestra galaxia, necesitamos observar gigantes calientes, polvo y gas. Esto es bastante difícil de hacer, porque el Sol está en el plano de la Galaxia y varias ramas espirales se proyectan unas sobre otras. Los métodos modernos no permiten determinar con precisión la distancia a gigantes distantes, lo que dificulta la creación de una imagen espacial. Además, en el plano de la Galaxia se encuentran grandes masas de polvo de estructura no homogénea y diferente densidad, lo que dificulta aún más el estudio de objetos distantes.
El estudio del hidrógeno a una longitud de onda de 21 cm es muy prometedor, ya que puede utilizarse para medir la densidad del hidrógeno neutro en varios lugares de la galaxia. Este trabajo fue realizado por los astrónomos holandeses Holst, Müller, Oort y otros, y el resultado fue una imagen de la distribución del hidrógeno, indicando los contornos de la estructura espiral de la Galaxia. El hidrógeno se encuentra en grandes cantidades cerca de estrellas jóvenes y calientes que definen la estructura de los brazos espirales. La radiación de hidrógeno neutro es de onda larga, está en el rango de radio, y para ella la materia polvorienta interestelar es transparente. La radiación de 21 centímetros llega desde las regiones más distantes de la Galaxia sin distorsión.
La galaxia cambia constantemente. Estos cambios son lentos y graduales. Es difícil para los investigadores detectarlos, porque la vida humana es muy corta en comparación con la vida de las estrellas y las galaxias. Al referirse a la evolución cósmica, uno debe elegir una unidad de tiempo muy larga. Tal unidad es el año cósmico, es decir. tiempo de la revolución completa del Sol alrededor del centro de la Galaxia. Es igual a 250 millones de años terrestres. Las estrellas de la Galaxia se mezclan constantemente y en un año espacial, moviéndose incluso a una velocidad baja de 1 km / s entre sí, dos estrellas se alejarán 250 ps. Durante este tiempo, algunos grupos estelares pueden desintegrarse, otros pueden formarse nuevamente. La apariencia de la galaxia cambiará drásticamente. Además de los cambios mecánicos, el estado físico de la Galaxia cambia durante el año cósmico. Las estrellas de las clases O y B pueden brillar intensamente solo durante un tiempo equivalente a una parte del año cósmico. La edad de los gigantes más brillantes observados es de unos 10 millones de años. Sin embargo, a pesar de esto, la configuración de los brazos espirales puede permanecer bastante estable. Algunas estrellas saldrán de estas áreas, otras llegarán en su lugar, algunas estrellas morirán, otras nacerán de una enorme masa de complejos de gas-polvo de ramas espirales. Si la distribución de posiciones y movimientos de los objetos en cualquier galaxia no sufre grandes cambios, entonces este sistema estelar se encuentra en un estado de equilibrio dinámico. Para un determinado grupo de estrellas, el estado de equilibrio dinámico se puede mantener durante 100 años cósmicos. Sin embargo, durante un período más largo igual a miles de cosmas. años, el estado de equilibrio dinámico se violará debido a los pasajes cercanos aleatorios de las estrellas. Será reemplazado por un estado dinámicamente casi constante de equilibrio estadístico, más estable, en el que las estrellas se mezclan más a fondo.
25. Astronomía extragaláctica.
25.1 Clasificación de galaxias y su distribución espacial.
En 1784, los buscadores de cometas franceses Messier y Masham compilaron un catálogo de objetos brumosos observados en el cielo a simple vista oa través de un telescopio para no confundirlos con los cometas que llegan en su trabajo futuro. Los objetos del catálogo Messier resultaron ser de la más diversa índole. Algunos de ellos (cúmulos de estrellas y nebulosas pertenecen a nuestra Galaxia, otra parte) son objetos más distantes y son los mismos sistemas estelares que nuestra Galaxia. La comprensión de la verdadera naturaleza de las galaxias no llegó de inmediato. Solo en 1917, Richie y Curtis, al observar una supernova en la galaxia NGC 224, calcularon que estaba a una distancia de 460.000 ps, es decir, 15 veces más grande que el diámetro de nuestra galaxia, lo que significa mucho más allá de sus límites. La cuestión se aclaró finalmente en 1924-1926, cuando E. Hubble, utilizando un telescopio de 2,5 metros, obtuvo fotografías de la nebulosa de Andrómeda, donde las ramas espirales se descomponían en estrellas separadas.
Hoy en día, se conocen muchas galaxias que están de nosotros a una distancia de cientos de miles a miles de millones de St. años.
Se han descrito y catalogado muchas galaxias. El más común es el nuevo catálogo general de Dreyer (NGC). Cada galaxia tiene su propio número. Por ejemplo, la Nebulosa de Andrómeda se designa como NGC 224.
La observación de las galaxias ha demostrado que son muy diversas en forma y estructura. En apariencia, las galaxias se dividen en elípticas, espirales, lenticulares e irregulares.
Galaxias elípticas(E) son elípticas en fotografías sin límites definidos. El brillo aumenta suavemente desde la periferia hacia el centro. La estructura interna suele estar ausente. Estas galaxias están formadas por gigantes rojas, amarillas, enanas rojas y amarillas, una serie de estrellas blancas de baja luminosidad, es decir. principalmente de las estrellas del tipo II de población. No hay supergigantes azul-blancas que usualmente crean la estructura de brazos espirales. Exteriormente, las galaxias elípticas difieren en mayor o menor compresión.
El índice de compresión es el valor
Se encuentra fácilmente si los semiejes mayor ay menor b se miden en la fotografía. El factor de compresión se agrega a la letra que indica la forma de la galaxia, por ejemplo, E3. Resultó que no hay galaxias fuertemente comprimidas, por lo que el índice más alto es 7. Una galaxia esférica tiene un índice de 0.
Es obvio que las galaxias elípticas tienen la forma geométrica de un elipsoide de revolución. E. Hubble planteó el problema de si la diversidad de las formas observadas es una consecuencia de las diferentes orientaciones de galaxias igualmente aplanadas en el espacio. Este problema se resolvió matemáticamente y se obtuvo la respuesta de que en la composición de los cúmulos de galaxias, las galaxias con una relación de compresión de 4, 5, 6, 7 se encuentran con mayor frecuencia y casi no hay galaxias esféricas. Y fuera de los cúmulos, hay casi solo galaxias con exponentes de 1 y 0. Las galaxias elípticas en cúmulos son galaxias gigantes y cúmulos exteriores, enanos.
Galaxias espirales(S). Tienen una estructura en forma de ramas espirales que emergen del núcleo central. Las ramas se destacan sobre un fondo menos brillante debido al hecho de que contienen las estrellas más calientes, los cúmulos jóvenes y las nebulosas de gas resplandecientes.
Edwin Hubble dividió las galaxias espirales en subclases. La medida es el grado de desarrollo de las ramas y el tamaño del núcleo galáctico.
En las galaxias Sa, las ramas están fuertemente retorcidas y relativamente lisas, poco desarrolladas. Los núcleos son siempre grandes, por lo general alrededor de la mitad del tamaño observado de toda la galaxia. Las galaxias de esta subclase son muy similares a las elípticas. Por lo general, hay dos ramas que emergen de partes opuestas del núcleo, pero rara vez más.
En las galaxias Sb, los brazos espirales están notablemente desarrollados, pero no tienen ramificaciones. Los núcleos son más pequeños que los de la clase anterior. Las galaxias de este tipo suelen tener muchos brazos espirales.
Las galaxias con ramas muy desarrolladas que se dividen en varios brazos y un núcleo pequeño en comparación con ellos son del tipo Sc.
A pesar de la variedad de apariencias, las galaxias espirales son similares en estructura. En ellos se pueden distinguir tres componentes: el disco estelar, cuyo grosor es 5-10 veces menor que el diámetro de la galaxia, el componente esferoidal, el componente plano, que es varias veces más pequeño en grosor que el disco. El componente plano incluye gas interestelar, polvo, estrellas jóvenes y ramas espirales.
La relación de compresión de las galaxias espirales es siempre mayor que 7. Al mismo tiempo, para las elípticas es siempre menor que 7. Esto sugiere que en las galaxias débilmente comprimidas la estructura espiral no puede desarrollarse. Para que aparezca, el sistema debe estar fuertemente comprimido.
Se ha demostrado que una galaxia muy comprimida durante la evolución no puede comprimirse débilmente, y viceversa. Esto significa que las galaxias elípticas no pueden convertirse en espirales y en espiral en elípticas. La diferente compresión se debe a la diferente cantidad de rotación de los sistemas. Aquellas galaxias que recibieron una cantidad suficiente de rotación durante la formación tomaron una forma muy comprimida, se desarrollaron ramas espirales en ellas.
Hay galaxias espirales en las que el núcleo está ubicado en el medio de una barra recta y las ramas espirales comienzan solo en los extremos de esta barra. Estas galaxias se denominan SBa, SBb, SBc. La adición de la letra B indica la presencia de un saltador.
Galaxias lenticulares(S0). Exteriormente similar a la elíptica, pero tiene un disco estelar. Son similares en estructura a las galaxias espirales, pero se diferencian de ellas en la ausencia de un componente plano y ramas espirales. Las galaxias lenticulares se diferencian de las galaxias espirales de borde por la ausencia de una franja de materia oscura. Schwarzschild propuso una teoría según la cual las galaxias lenticulares pueden formarse a partir de galaxias espirales en el proceso de barrer la materia de gas y polvo.
Galaxias irregulares(Ir). Tienen una apariencia desequilibrada. No tienen ramas espirales, y las estrellas calientes y la materia polvorienta de gas se concentran en grupos separados o se dispersan por todo el disco. Hay un componente esferoidal con poco brillo. Estas galaxias son ricas en gas interestelar y estrellas jóvenes.
La forma irregular de la galaxia puede deberse a que no tuvo tiempo de tomar la forma correcta debido a la baja densidad de materia en ella o debido a su corta edad. La galaxia puede volverse irregular debido a la distorsión de la forma como resultado de la interacción con otra galaxia.
Las galaxias irregulares se dividen en dos subtipos.
El subtipo Ir I se caracteriza por un alto brillo superficial y una complejidad de estructura irregular. En algunas galaxias de este subtipo, se encuentra una estructura en espiral destruida. Estas galaxias se encuentran a menudo en pares.
El subtipo Ir II se caracteriza por un brillo superficial bajo. Esta propiedad interfiere con la detección de tales galaxias, y solo se conocen algunas de ellas. El brillo superficial bajo indica una densidad estelar baja. Esto significa que estas galaxias deben moverse muy lentamente de una forma irregular a una regular.
En julio de 1995, se llevó a cabo un estudio sobre el telescopio espacial im. La búsqueda del Hubble de galaxias azules débiles irregulares. Resultó que estos objetos, ubicados a distancias de 3 a 8 mil millones de años luz de nosotros, son los más comunes. La mayoría de ellos tienen un color azul extremadamente intenso, lo que indica que están formando estrellas intensamente. Estas galaxias no ocurren a distancias cercanas correspondientes al Universo moderno.
Las galaxias son mucho más diversas que las especies consideradas, y esta diversidad se refiere a formas, estructuras, luminosidad, composición, densidad, masa, espectro y características de radiación.
Se pueden distinguir los siguientes tipos morfológicos de galaxias, acercándolos desde un punto de vista diferente.
Sistemas amorfos, sin estructura- incluidas las galaxias E y la mayor parte de S0. Tienen poca o ninguna materia difusa y gigantes calientes.
Galaxias de Haro- más azul que el resto. Muchos de ellos tienen líneas estrechas pero brillantes en su espectro. Pueden ser muy ricos en gas.
Galaxias Seyfert- de varios tipos, pero caracterizados por un ancho muy amplio de fuertes líneas de emisión en sus espectros.
Quásares- fuentes de radio cuasi-estelares, QSS, de apariencia indistinguible de las estrellas, pero que emiten ondas de radio, como las radiogalaxias más poderosas. Se caracterizan por un color azulado y líneas brillantes en el espectro con un gran corrimiento al rojo. En términos de luminosidad, son superiores a las galaxias: supergigantes.
Quasagi- galaxias cuasi-estelares QSG - se diferencian de los cuásares en ausencia de una fuerte emisión de radio.
