AA KISELEV
Universidad Estatal de San Petersburgo
Introducción
Justificación del sistema de coordenadas inerciales en astronomía
El descubrimiento de los movimientos de las estrellas "fijas" pertenece al famoso astrónomo inglés Edmund Halley, quien descubrió en 1718 que algunas estrellas brillantes del catálogo de Hiparco-Ptolomeo cambiaban notablemente sus posiciones entre otras estrellas. Estos eran Sirio, que se había desplazado hacia el sur casi un diámetro y medio de la Luna, Arcturus, dos diámetros hacia el sur, y Aldebarán, que se había desplazado 1/4 del diámetro de la Luna hacia el este. Los cambios observados no podían atribuirse a los errores del catálogo de Ptolomeo, que, por regla general, no superaban las 6" (1/5 del diámetro de la luna). El descubrimiento de Halley pronto (1728) fue confirmado por otro astrónomo inglés, James Bradley, quien es más conocido como el descubridor de la estrella anual En Tobias Mayer (1723-1762), Nicola Lacaille (1713-1762) y muchos otros astrónomos hasta Friedrich Bessel (1784-1846) se dedicaron a determinar aún más los movimientos de las estrellas. , quien sentó las bases para el moderno sistema fundamental de posiciones estelares.
Es curioso que se necesitaron casi 2000 años para destruir la idea predominante de las estrellas fijas para poder empezar a buscar y encontrar los movimientos 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, 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 restaba encontrar un sistema de coordenadas que pudiera ser reconocido como en reposo o en estado de movimiento rectilíneo uniforme, es decir, un sistema de coordenadas inercial que satisfaga La primera ley de Newton, tal sistema de coordenadas al que es fácil y simplemente sería posible atribuir todos los movimientos observados de la Luna, los planetas y la Tierra también. 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 principal se toma como un plano paralelo al ecuador terrestre, y el equinoccio vernal sirve como punto de partida para 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 tales observaciones, se compilaron los primeros catálogos de las posiciones de un cierto número de estrellas seleccionadas. La precisión de las posiciones de las estrellas en estos catálogos ya en el siglo XVIII se acercó a 1 ", y en el siglo XIX aumentó notablemente. Las causas y la naturaleza de los cambios en las coordenadas de las estrellas referidas al sistema de coordenadas ecuatoriales - al marco de referencia dada por la rotación libre de la Tierra, dando vueltas alrededor del Sol y experimentando perturbaciones de la Luna y los planetas. Estos cambios de coordenadas: 1) el fenómeno de la precesión, que los antiguos conocían como " 2) el fenómeno de la nutación, que fue descubierto por Bradley. Ambos 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 y aberraciones, es decir, aquellas cantidades que son 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 (parado), 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 del ecuador y los equinoccios de una época dada. Esta transformación fue corroborada en detalle y expuesta en la obra fundamental de Bessel "Fundamenta astronomiae" en 1818, que aún conserva su significado. La justificación del sistema de coordenadas inerciales en astronomía creó las condiciones necesarias para determinar y estudiar los movimientos reales de los cuerpos celestes, incluidas las estrellas, en el mundo estelar que rodea a la Tierra.
Movimientos propios de las estrellas.
Movimientos propios meridianos
La idea de este proyecto fue expresada simultáneamente en la década de 1930 por el astrónomo estadounidense Wright y B.V. Numerov en la URSS. De acuerdo con esta idea, se propuso determinar los movimientos propios fotográficos de las estrellas directamente en relación con las nebulosas extragalácticas (galaxias). Los estadounidenses intentaron usar imágenes de galaxias como estrellas de referencia, mientras que los astrónomos soviéticos, solo como estrellas de control en el proceso de absolutización. En vista de la extrema lejanía de las galaxias (la mayoría de las galaxias observadas están a más de 10 6 pc de distancia de nuestra Galaxia), se pueden despreciar sus movimientos propios, que son mucho menores que 0,001 "/año. Por lo tanto, los movimientos propios fotográficos de las estrellas determinadas con respecto a las galaxias pueden considerarse absolutas y por comparación con los movimientos propios meridianos de las mismas estrellas, comprobar si los movimientos propios meridianos de las estrellas satisfacen la condición inercial, es decir, si se derivan correctamente.
Hace veinte años, la palabra "estrellas" se usaba a menudo junto con el adjetivo "fijo", preservado de la antigua oposición de planetas en movimiento a estrellas "fijas". Pero las estrellas se mueven, como todo lo demás en la naturaleza. El término "fijo", aparentemente, nunca más encontrará uso en astronomía. Cierto, debido a la gran lejanía de las estrellas, sus aparentes desplazamientos en la esfera celeste ocurren lentamente y se requiere mucha habilidad y paciencia para detectarlos. Los astrónomos comparan la posición de las estrellas en dos placas fotográficas, de las cuales la segunda fue tomada muchos años después de la primera. Por lo general, el período de tiempo supera los 20 años y, a menudo, la persona que hizo el segundo registro continúa el trabajo iniciado por la persona que hizo el primer registro. Al dividir el desplazamiento detectado de la estrella, expresado en segundos de arco, por el número de años que han pasado, se encuentra el llamado movimiento propio de la estrella: el desplazamiento de la estrella en la esfera celeste en segundos de arco por año, causado por su movimiento a través de la línea de visión. En mesa. 5 es una lista de diez estrellas con el mayor movimiento propio. Naturalmente, todas estas estrellas están cerca del Sol, de lo contrario no podrían tener grandes movimientos propios.
La precisión para determinar el movimiento propio de una estrella depende principalmente del tamaño del intervalo de tiempo transcurrido entre dos imágenes. Cuanto más grande es, mayor es la precisión. Ahora las mejores definiciones han alcanzado una precisión de 0,001 por año.
Las velocidades de las estrellas a lo largo de la línea de visión suelen ser de 20 a 30 km/s. Si la velocidad transversal es de 30 km/s, se puede calcular que dará un desplazamiento de 0″,001 por año si la distancia a la estrella es 6000 ps. Esto significa que esta es la distancia límite a la que todavía se puede detectar el movimiento de una estrella a través de la línea de visión. Y para que una definición sea confiable, debe ser cinco veces mayor que el error que se comete en ella; Esto significa que los movimientos propios solo pueden ser fiables para estrellas cuyas distancias no excedan los 1200 ps Para estrellas más distantes, actualmente no hay forma de determinar su velocidad a lo largo de la línea de visión. Pero la velocidad radial, es decir, la parte de la velocidad que se dirige hacia nosotros o se aleja de nosotros, puede medirse.
Las velocidades radiales de las estrellas se descubrieron estudiando sus espectros. Si se acerca a nosotros una fuente que propaga algún tipo de movimiento ondulatorio (luz, ondas de radio, sonido, etc.), entonces aumenta el número de ondas que nos llegan por unidad de tiempo. disminución de su longitud de onda. quitando lo mismo
Tabla 5. Diez estrellas con el mayor movimiento propio
| Nombre de la estrella | movimiento adecuado | Distancia en parsecs |
| estrella de barnard | 1011,27 | 1,8 |
| Estrella del Capitán. | 8,79 | 4,0 |
| L&Kail 9352 bb ~ 37°15492 | 6,87 | 3,7 |
| 6,09 | 4,8 | |
| 61 cisnes | 5.22 | 3,4 |
| Lobo 389 | 4,84 | 2,5 |
| Lalanda 21185 | 4,78 | 2,5 |
| e indio | 4,67 | 3,4 |
| sobre indio | 4,08 | 4,9 |
| un centauro | 3,85 | 1,3 |
fuente de movimiento ondulatorio provocará una disminución en la frecuencia de las oscilaciones y un aumento en su: longitud de onda. La magnitud de estos cambios es proporcional a la velocidad radial y está determinada por la ley de Doppler, es decir, el incremento de la longitud de onda DA se relaciona con la propia longitud de onda de la misma manera que la velocidad radial V de la fuente de radiación O se relaciona con la velocidad de luz c.
Para determinar la velocidad radial de una estrella, los astrónomos toman el espectro de la estrella y el espectro de los elementos (ubicados en el laboratorio) en la misma placa, cuyas líneas son visibles en el espectro de la estrella. Comparando la posición de las líneas en los espectros obtenidos, uno puede encontrar el cambio en la longitud de onda causado por la velocidad radial de la estrella y luego usar la ecuación para encontrar esta velocidad radial. Si una estrella se aleja de nosotros y su distancia aumenta, se acordó que la velocidad radial se consideraría positiva. En consecuencia, las velocidades radiales de las estrellas que se mueven hacia nosotros se consideran negativas.
La precisión en la determinación de las velocidades radiales depende de la calidad de los espectros, de cuán nítidas y delgadas sean las líneas presentes en él para medir la posición. Para espectros con líneas convenientes para las mediciones, la precisión puede llegar a 0,1 km/s. Por supuesto, si el espectro es débil y las líneas no son nítidas, la precisión se reduce significativamente. Pero la distancia de un objeto no afecta la precisión de determinar la velocidad radial, ya que la velocidad radial en sí misma no disminuye al aumentar la distancia. Por lo tanto, no importa qué tan lejos esté el objeto, si se puede obtener un espectro lo suficientemente bueno, la velocidad radial se puede determinar de manera confiable.
Preguntas del programa:
Movimiento propio y velocidades radiales de las estrellas;
Velocidades peculiares de las estrellas y el Sol en la Galaxia;
Rotación de la Galaxia.
Resumen:
Movimiento propio y velocidades radiales de las estrellas, velocidades peculiares de las estrellas y del Sol en la Galaxia
Una comparación de las coordenadas ecuatoriales de las mismas estrellas, determinadas en intervalos de tiempo significativos, mostró que y cambian con el tiempo. Una parte importante de estos cambios se debe a la precesión, la nutación, la aberración y el paralaje anual. Si excluimos la influencia de estas causas, los cambios se reducen, pero no desaparecen por completo. El desplazamiento restante de una 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 tomadas a largos intervalos de 20 años o más. 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 propios son diferentes para diferentes estrellas en magnitud y dirección. Solo unas pocas docenas de estrellas tienen movimientos propios superiores a 1″ por año. El mayor movimiento propio conocido de la estrella “voladora” de Barnard es = 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 llegan a 0 "001 por año. Durante largos períodos de tiempo, equivalentes a decenas de miles de años, los patrones de las constelaciones cambian mucho.
El movimiento propio de la estrella ocurre a lo largo de un gran arco circular a una velocidad constante. El movimiento directo cambia por el valor , llamado movimiento de ascensión recta propia, y la declinación - por , llamado movimiento de declinación propia.
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 no es difícil calcular la proyección de la velocidad espacial de la estrella sobre el plano del cielo. Esta proyección se denomina velocidad tangencial V t y se calcula mediante la fórmula:
donde 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 u. Como 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 , hallado por sus funciones:
sen \u003d V t / V,
cos = V t /V.
El ángulo se encuentra en el rango de 0 a 180.
Sistema centauro Soleado sistema Verdadero movimiento en el espacioV
sen = /,
porque = /
teniendo en cuenta los signos de ambas funciones. La velocidad espacial de una estrella permanece prácticamente sin cambios en magnitud y dirección durante muchos siglos. Por lo tanto, conociendo V y r de la estrella en la época actual, se puede calcular la época de máximo acercamiento de la estrella al Sol y determinar para ella la distancia r min, la paralaje, el movimiento propio, los componentes de la velocidad espacial y la magnitud aparente. La distancia a la estrella en parsecs es r = 1/, 1 parsec = 3,26 sv. del año.
W
movimiento del sistema
centauro
Para juzgar los movimientos de las estrellas, se debe encontrar la velocidad del Sol y excluirla de las velocidades observadas de las estrellas.
El punto de la esfera celeste al que se dirige el vector velocidad del Sol se llama vértice solar, y el punto opuesto se llama antivértice.
El vértice del sistema solar se encuentra en la constelación de Hércules, tiene las coordenadas: = 270 , = +30 . En esta dirección, el Sol se mueve a una velocidad de unos 20 km/s, con respecto a las estrellas situadas a no más de 100 ps de él. Durante el año, el Sol viaja 630.000.000 km, o 4,2 AU.
Rotación de la Galaxia
Si algún grupo de estrellas se mueve a la misma velocidad, entonces estando sobre una de estas estrellas, es imposible detectar un movimiento común. 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 radiales observadas 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 su polo norte, ubicado en la constelación Coma Verónica.
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 unos 250 km/s, luego de lo cual decrece lentamente.
4. El sol y las estrellas cercanas dan una vuelta completa alrededor del centro de la galaxia en unos 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 movimiento propio de las estrellas?
¿Qué estrella tiene el mayor movimiento propio?
¿Qué fórmula se utiliza para calcular el movimiento propio de una estrella?
¿En qué componentes se descompone la velocidad espacial de una estrella?
¿Cómo se llama el punto de la esfera celeste hacia el que se mueve el sol?
¿En qué constelación está el vértice?
¿Qué tan rápido se mueve el sol en relación con las estrellas cercanas?
¿Qué distancia recorre el sol en un año?
¿Cuáles son las características de la rotación de la Galaxia?
¿Cuál es el período de rotación de la galaxia?
Tareas:
1. Velocidad radial de la estrella Betelgeuse 
= 21 km/s, movimiento propio= 0,032por 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/seg.
3. El movimiento propio de la estrella de Kaptein, situada a una distancia de 4 pc, es de 8,8 por año y la velocidad radial es de 242 km/s. Determine la velocidad espacial de la estrella.
Respuesta: 294 km/s.
4. ¿A qué distancia mínima se nos acercará la estrella 61 Cygnus si la paralaje de esta estrella es de 0,3 y su propio movimiento es de 5,2? La estrella se mueve hacia nosotros con una velocidad radial de 64 km/s.
Respuesta:2,6 uds.
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. Hacia las profundidades del universo. M, 1984.
4. Tsesevich V.P. Qué y cómo observar en el cielo. M, 1979.
Movimiento propio y velocidades radiales de las estrellas. Velocidades peculiares de las estrellas y el Sol en la Galaxia. Rotación de la Galaxia.
Una comparación de las coordenadas ecuatoriales de las mismas estrellas, determinadas en intervalos de tiempo significativos, mostró que ayd cambian con el tiempo. Una parte importante de estos cambios se debe a la precesión, la nutación, la aberración y el paralaje anual. Si excluimos la influencia de estas causas, los cambios se reducen, pero no desaparecen por completo. El desplazamiento restante de la estrella en la esfera celeste por año se denomina movimiento propio de la estrella m. Se expresa en segundos. arcos por año.
Los movimientos propios son diferentes para diferentes estrellas en magnitud y dirección. Solo unas pocas docenas de estrellas tienen movimientos propios superiores a 1” por año. La estrella “voladora” de Barnard tiene el mayor movimiento propio conocido m = 10”,27. La mayoría de las estrellas tienen su propio movimiento igual 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 mucho.
El movimiento propio de la estrella ocurre a lo largo de un gran arco circular a una velocidad constante. La ascensión recta cambia por el valor m a , llamado movimiento propio de ascensión recta, y la declinación por el valor m d , llamado movimiento de declinación propia.
El movimiento propio de la estrella se calcula mediante la fórmula:
metro = r(m un 2 + m re 2).
Si se conocen el movimiento propio de la estrella durante un año y la distancia r en parsecs, entonces no es difícil calcular la proyección de la velocidad espacial de la estrella en el plano de la imagen. Esta proyección se denomina velocidad tangencial V t y se calcula mediante la fórmula:
V t \u003d m "r / 206265" ps / año \u003d 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. Como 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 variables RR Lyrae. Su velocidad media relativa 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 es 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 girar en una órbita muy alargada. .
Conocer los movimientos propios y las velocidades radiales de las estrellas hace posible juzgar 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 de las estrellas.
El punto de la esfera celeste al que se dirige el vector de velocidad del Sol se denomina vértice solar, y el punto opuesto se denomina antivértice.
El vértice del sistema solar se encuentra en la constelación de Hércules, tiene las coordenadas: a = 270 0 , d = +30 0 . En esta dirección, el Sol se mueve a una velocidad de unos 20 km/s, con respecto a las estrellas situadas a no más de 100 ps de él. Durante el año, el Sol viaja 630.000.000 km, o 4,2 AU.
Si algún grupo de estrellas se mueve a la misma velocidad, entonces estando sobre una de estas estrellas, es imposible detectar un movimiento común. 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 radiales observadas 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 su polo norte, ubicado en la constelación Coma Verónica.
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 unos 250 km/s, luego de lo cual decrece lentamente.
4. El sol y las estrellas cercanas dan una vuelta completa alrededor del centro de la galaxia en unos 230 millones de años. Este período de tiempo se llama año galáctico.
24.2 Poblaciones estelares y subsistemas galácticos.
Las estrellas situadas cerca del Sol son muy brillantes y pertenecen al tipo I de población. generalmente se encuentran en las regiones exteriores de la Galaxia. Las estrellas situadas lejos del Sol, situadas 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 , mientras que las estrellas más brillantes de la población II son rojas con abs. -3 metros Además, la población I se caracteriza por una abundancia de gas y polvo interestelar, que están ausentes en la población II.
Una división detallada de estrellas en la Galaxia en poblaciones incluye 6 tipos:
1. Población extrema I - incluye objetos contenidos en ramas espirales. Esto incluye el gas y el polvo interestelar concentrados 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 15.000 ps y un espesor de unos 500 ps.
Estas estrellas incluyen estrellas de tipos espectrales de O a B2, supergigantes de tipos espectrales tardíos, estrellas de tipo Wolf-Rayet, estrellas de emisión de clase B, asociaciones estelares, variables de tipo T Tauri.
2. Las estrellas de la población ordinaria I son un poco mayores, su edad es de 2 a 3 años espaciales. 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, res. cúmulos con estrellas de las mismas clases, estrellas de clase A a F con fuertes líneas metálicas, supergigantes rojas menos brillantes.
3. Estrellas de la población del disco. Su edad es de 1 a 5 mil millones de años; 5-25 años espaciales. Estas estrellas incluyen al Sol. Esta población incluye muchas estrellas poco observables ubicadas a 1000 ps del plano central en el cinturón galáctico con un radio interior de 5000 ps y un radio exterior de 15 000 ps. Estas estrellas incluyen gigantes ordinarias 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, variables semirregulares, nebulosas planetarias, estrellas nuevas, cúmulos abiertos antiguos.
4. Las estrellas de población intermedia II incluyen objetos ubicados a distancias superiores a 1000 pc a ambos lados del plano central de la Galaxia. Estas estrellas giran en órbitas alargadas. Estas incluyen la mayoría de las estrellas viejas, con una edad de 50 a 80 años cósmicos, estrellas con altas velocidades, con líneas débiles, variables de período largo con períodos de 50 a 250 días, Virgo Cefeidas tipo W, variables RR Lyrae, blanco enanos, cúmulos globulares.
5. Población de la corona galáctica. incluyen objetos que surgieron en las primeras etapas de la evolución de la Galaxia, que en ese momento era menos plana de lo que es ahora. Estos objetos incluyen subenanas, cúmulos globulares coronales, estrellas RR Lyrae, estrellas con líneas extremadamente tenues y estrellas con las velocidades más altas.
6. Las estrellas de la población central incluyen los objetos menos conocidos. En los espectros de estas estrellas observados en otras galaxias, las líneas de sodio son fuertes y las bandas de cianuro (CN) son intensas. Estas pueden ser enanas de clase M. Dichos objetos incluyen estrellas RR Lyrae, estrellas globulares. cúmulos ricos en metales, nebulosas planetarias, enanas de clase M, estrellas gigantes de clase G y M con fuertes bandas de cianuro, objetos infrarrojos.
Los elementos más importantes de la estructura de la Galaxia son el cúmulo central, los brazos espirales y el disco. El cúmulo central de la Galaxia está oculto para nosotros por materia oscura y opaca. Su mitad sur se ve mejor como una nube de estrellas brillantes en la constelación de Sagitario. En rayos infrarrojos, es posible observar la segunda mitad. Estas mitades están separadas por una poderosa banda de materia polvorienta, que es opaca incluso a los rayos infrarrojos. Las dimensiones lineales del grupo central son 3 por 5 kiloparsecs.
La región de la galaxia a una distancia de 4 a 8 kpc del centro se distingue por una serie de características. Contiene la mayor cantidad de púlsares y restos de gas de explosiones de supernovas, intensas emisiones de radio no térmicas y estrellas O y B jóvenes y calientes son más comunes. Las nubes moleculares de hidrógeno existen en esta área. En la materia difusa de esta región se incrementa la concentración de rayos cósmicos.
A una distancia de 3-4 kpc del centro de la Galaxia, los métodos de radioastronomía descubrieron una manga de hidrógeno neutral con una masa de alrededor de 100.000.000 de masas solares, expandiéndose a una velocidad de alrededor de 50 km/s. al otro lado del centro, a una distancia de unos 2 kpc, hay una manga 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 - 100.000 masas solares, alejándose a una velocidad de 100 - 170 km/s.
La región central con un radio inferior a 1 kpc está ocupada por un anillo de gas neutro, que gira a una velocidad de 200 km/s alrededor del centro. En su interior, hay una vasta 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 fuerza de los campos magnéticos.
La totalidad de los fenómenos observados en las regiones centrales de la Galaxia indican la posibilidad de que hace más de 10.000.000 de años, nubes de gas con una masa total de unos 10.000.000 de masas solares y una velocidad de unos 600 km/s fueran expulsadas del centro de la Galaxia. .
En la constelación de Sagitario, cerca del centro de la Galaxia, hay varias fuentes poderosas de radiación infrarroja y de radio. Uno de ellos, Sagitario-A, se encuentra en el centro de la Galaxia. Está rodeada por una nube molecular anular con un radio de 200 ps, que se expande a una velocidad de 140 km/s. En las regiones centrales, hay un proceso activo de formación estelar.
En el centro de nuestra galaxia, lo más probable es que haya un núcleo, similar a un cúmulo estelar globular. Los receptores infrarrojos detectaron un objeto elíptico con dimensiones de 10 ps allí. Puede contener un cúmulo estelar denso 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 espiral de la Galaxia está asociada con ondas de densidad espiral que se propagan en el disco estelar. Estas ondas son similares a las ondas de sonido, pero debido a la rotación, adquieren la apariencia de espirales. El medio en el que se propagan estas ondas consiste no solo en materia interestelar de polvo y gas, sino también en las estrellas mismas. Las estrellas también forman una especie de gas, que se diferencia del habitual en que no hay colisiones entre sus partículas.
Una onda espiral de densidad, como una onda longitudinal ordinaria, es una alternancia de sucesivas densificaciones y rarefacciones del Medio. A diferencia del gas y las estrellas, el patrón espiral de ondas 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 interior y pasa a través de ellas. Sin embargo, para las estrellas y el gas, este paso a través de los brazos espirales se produce de diferentes formas. Las estrellas, como el gas, se condensan en una onda espiral, su concentración aumenta en un 10 - 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 salen de él casi en la misma dirección en la que entraron.
El gas se comporta de manera diferente. Debido a las colisiones, al ingresar al brazo, pierde impulso, se ralentiza y comienza a acumularse en el límite interno del brazo. Las nuevas porciones de gas que se aproximan conducen a la formación de una onda de choque con una gran diferencia de densidad cerca de este límite. Como resultado, se forman bordes de sellado de gas cerca de los brazos en espiral y se produce inestabilidad térmica. El gas rápidamente se vuelve opaco, se enfría y pasa a una fase densa, formando complejos de gas y polvo favorables para la formación de estrellas. Las estrellas jóvenes y calientes excitan el resplandor del gas, lo que da lugar a nebulosas brillantes que, junto con las estrellas calientes, perfilan una estructura espiral que repite la onda espiral de densidad en el disco estelar.
La estructura espiral de nuestra galaxia se ha estudiado examinando otras galaxias espirales. Los estudios han 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 espiral de nuestra galaxia, necesitamos observar gigantes calientes, polvo y gas. Es bastante difícil hacer esto, 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 las distancias a los gigantes distantes, lo que dificulta la creación de una imagen espacial. Además, en el plano de la Galaxia yacen grandes masas de polvo de estructura heterogénea y densidades diferentes, lo que dificulta aún más el estudio de objetos distantes.
Hay grandes esperanzas en el estudio del hidrógeno en una longitud de onda de 21 cm Con su ayuda, es posible medir la densidad del hidrógeno neutro en varios lugares de la Galaxia. Este trabajo fue realizado por los astrónomos holandeses Holst, Muller, Oort y otros, y como resultado se obtuvo una imagen de la distribución del hidrógeno, que delineó los contornos de la estructura espiral de la galaxia. El hidrógeno se encuentra en grandes cantidades cerca de las estrellas calientes jóvenes, lo que determina la estructura de los brazos espirales. La radiación de hidrógeno neutro es de longitud de onda larga, está en el rango de radio, y para ella la materia polvorienta interestelar es transparente. La radiación de 21 centímetros proviene de las regiones más distantes de la Galaxia sin distorsión.
La galaxia está en constante cambio. Estos cambios son lentos y graduales. Son difíciles de detectar para los investigadores porque la vida humana es muy corta en comparación con la vida de las estrellas y las galaxias. Volviendo a la evolución cósmica, uno debe elegir una unidad de tiempo muy larga. Tal unidad es el año cósmico, es decir, el tiempo que tarda el sol en completar una revolución alrededor del centro de la galaxia. Es igual a 250 millones de años terrestres. Las estrellas de la Galaxia están constantemente entremezcladas, y en un año cósmico, 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 romperse, mientras que otros pueden volver a formarse. La apariencia del Galaxy 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 solo pueden brillar intensamente durante un tiempo igual a una parte del año cósmico. La edad de los gigantes observables más brillantes es de unos 10 millones de años. Sin embargo, a pesar de esto, la configuración de los brazos helicoidales puede permanecer bastante estable. Algunas estrellas saldrán de estas regiones, 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 las posiciones y movimientos de los objetos en una galaxia no sufre grandes cambios, entonces este sistema estelar se encuentra en un estado de equilibrio dinámico. Para cierto 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 cosm. años, el estado de equilibrio dinámico se verá perturbado debido a pasajes cercanos aleatorios de estrellas. Será reemplazado por un estado de equilibrio estadístico casi permanente dinámicamente, más estable, en el que las estrellas se mezclan más a fondo.
25. Astronomía extragaláctica.
25.1 Clasificación de las galaxias y su distribución espacial.
Los buscadores de cometas franceses Messier y Mesham compilaron un catálogo de objetos nebulosos observados en el cielo a simple vista o con un telescopio en 1784 para no confundirlos con cometas entrantes en trabajos futuros. Los objetos del catálogo Messier resultaron ser de la más diversa índole. Algunos de ellos, cúmulos de estrellas y nebulosas, pertenecen a nuestra galaxia, la otra parte, 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. No fue hasta 1917 que Ritchie y Curtis, al observar una supernova en la galaxia NGC 224, calcularon que se encontraba a 460.000 ps de distancia, es decir, 15 veces el diámetro de nuestra Galaxia, lo que significa mucho más allá de sus fronteras. La cuestión finalmente se aclaró 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 descompusieron en estrellas individuales.
Hoy en día, se conocen muchas galaxias, ubicadas a una distancia de nosotros de cientos de miles a miles de millones de años luz. años.
Se describen y catalogan muchas galaxias. El más utilizado 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) tienen la forma de elipses en fotografías sin bordes nítidos. El brillo aumenta gradualmente desde la periferia hacia el centro. La estructura interna suele estar ausente. Estas galaxias están formadas por gigantes rojas y amarillas, enanas rojas y amarillas, un cierto número de estrellas blancas de baja luminosidad, es decir, principalmente de la población de estrellas tipo II. No hay supergigantes azul-blancas, que suelen crear la estructura de brazos espirales. Exteriormente, las galaxias elípticas difieren en mayor o menor compresión.
El indicador de compresión es el valor
se encuentra fácilmente si se miden en la fotografía los semiejes grande a y pequeño b. El índice de compresión se agrega después de la letra que indica la forma de la galaxia, por ejemplo, E3. Resultó que no hay galaxias altamente comprimidas, por lo que el indicador más grande es 7. Una galaxia esférica tiene un indicador de 0.
Obviamente, las galaxias elípticas tienen la forma geométrica de un elipsoide de revolución. E. Hubble planteó el problema de si la variedad de formas observadas es consecuencia de la diferente orientación de galaxias igualmente achatadas 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 un índice de compresión de 4, 5, 6, 7 se encuentran con mayor frecuencia y casi no hay galaxias esféricas. Y fuera de los cúmulos, casi solo se encuentran galaxias con exponentes 1 y 0. Las galaxias elípticas en los cúmulos son galaxias gigantes, y fuera de los cúmulos son galaxias enanas.
galaxias espirales(S). Tienen una estructura en forma de ramas espirales que emergen del núcleo central. Las ramas destacan sobre un fondo menos brillante debido a que contienen las estrellas más calientes, cúmulos jóvenes, nebulosas gaseosas luminosas.
Edwin Hubble dividió las galaxias espirales en subclases. La medida es el grado de desarrollo de las ramas y el tamaño del núcleo de la galaxia.
En las galaxias Sa, las ramas están muy torcidas y son relativamente suaves, y 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 más similares a las elípticas. Por lo general, hay dos ramas que emergen de partes opuestas del núcleo, pero rara vez hay más.
En las galaxias Sb, los brazos espirales están notablemente desarrollados, pero no tienen ramificaciones. El núcleo es más pequeño que 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 pertenecen al tipo Sc.
A pesar de la variedad de apariencia, las galaxias espirales tienen una estructura similar. En ellos se pueden distinguir tres componentes: un disco estelar, cuyo grosor es de 5 a 10 veces menor que el diámetro de la galaxia, un componente esferoidal y un componente plano, que tiene un grosor varias veces menor 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 superior a 7. Al mismo tiempo, las galaxias elípticas son siempre inferiores a 7. Esto indica que una estructura espiral no puede desarrollarse en galaxias débilmente comprimidas. Para que aparezca, el sistema debe estar fuertemente comprimido.
Está comprobado que una galaxia fuertemente comprimida no puede comprimirse débilmente durante la evolución, y viceversa. Esto significa que las galaxias elípticas no pueden convertirse en espirales y las espirales en elípticas. La compresión diferente se debe a las diferentes cantidades de rotación de los sistemas. Aquellas galaxias que recibieron una cantidad suficiente de rotación durante la formación tomaron una forma altamente comprimida, se desarrollaron ramas espirales en ellas.
Hay galaxias espirales en las que el núcleo se encuentra 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 puente.
galaxias lenticulares(S0). Exteriormente similar a la elíptica, pero tiene un disco estelar. Son similares en estructura a las galaxias espirales, pero difieren de ellas en la ausencia de un componente plano y brazos espirales. Las galaxias lenticulares se diferencian de las galaxias espirales de canto por la ausencia de una banda 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 gas y polvo.
Galaxias irregulares(ir). Tienen una apariencia asimétrica. No tienen ramas espirales, y las estrellas calientes y la materia de gas y polvo se concentran en grupos separados o se dispersan por todo el disco. Hay un componente esferoidal con bajo brillo. Estas galaxias se caracterizan por un alto contenido de 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 oa su corta edad. Una galaxia también puede volverse irregular debido a la distorsión de su 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 espiral destruida. Tales galaxias a menudo ocurren en pares.
El subtipo Ir II se caracteriza por un bajo brillo superficial. Esta propiedad interfiere con la detección de tales galaxias, y solo se conocen unas pocas. El bajo brillo superficial indica una baja densidad estelar. Esto significa que estas galaxias deben pasar muy lentamente de una forma irregular a una regular.
En julio de 1995, se realizó un estudio sobre el telescopio espacial. Hubble para buscar galaxias azules tenues e irregulares. Resultó que estos objetos, ubicados a distancias de nosotros a distancias de 3 a 8 mil millones de años luz, son los más comunes. La mayoría de ellos tienen un color azul extremadamente saturado, lo que indica que están experimentando activamente el proceso de formación estelar. A distancias cercanas correspondientes al Universo moderno, estas galaxias no ocurren.
Las galaxias son mucho más diversas que las especies consideradas, y esta diversidad se refiere a formas, estructuras, luminosidad, composición, densidad, masa, espectro, características de radiación.
Podemos distinguir los siguientes tipos morfológicos de galaxias, acercándonos a ellas desde diferentes puntos de vista.
Sistemas amorfos sin estructura- incluidas las galaxias E y la mayor parte de S0. No tienen o casi no tienen materia difusa y gigantes calientes.
galaxias haro- Más azul que los demás. Muchos de ellos tienen líneas estrechas pero brillantes en el espectro. Tal vez son muy ricas en gas.
Galaxias Seyfert- diferentes tipos, pero característicos de un ancho muy grande de líneas de emisión fuertes en sus espectros.
cuásares- fuentes de radio cuasi-estelares, QSS, indistinguibles en apariencia 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 que tienen un gran corrimiento al rojo. Las galaxias supergigantes son superiores en luminosidad.
Quazagi- Galaxias cuasi-estelares QSG: se diferencian de los cuásares en la ausencia de una fuerte emisión de radio.
En la esfera celeste durante el año debido a su movimiento en el espacio.
El efecto Doppler es el siguiente. Deje que la longitud de onda de la luz recibida de una fuente estacionaria sea igual a λ 0. Luego, de una fuente idéntica que se mueva con respecto al observador, la luz vendrá con una longitud de onda λ = λ 0 (l + v/C), donde v— velocidad a lo largo de la línea de visión; C es la velocidad de la luz. La velocidad radial es positiva si la fuente se aleja de nosotros; en este caso, todas las líneas espectrales se desplazan hacia longitudes de onda más largas, es decir, hacia el extremo rojo del espectro.
Al fotografiar el espectro de una estrella (o cualquier otro objeto), medir las longitudes de onda y compararlas con las longitudes de onda en el espectro estándar de una fuente estacionaria, se puede determinar su velocidad radial.
Si de alguna manera es posible determinar el ángulo entre las direcciones a la estrella y la velocidad máxima v(y esto a veces es posible, e inmediatamente para un grupo de estrellas), entonces la fórmula anterior permite determinar las distancias a estas estrellas.
