Programos klausimai:
Tinkamas žvaigždžių judėjimas ir radialinis greitis;
Ypatingi žvaigždžių ir Saulės greičiai galaktikoje;
Galaktikos sukimasis.
Santrauka:
Tinkamas žvaigždžių judėjimas ir radialiniai greičiai, ypatingi žvaigždžių ir saulės greičiai galaktikoje
Palyginus tų pačių žvaigždžių pusiaujo koordinates, nustatytas per reikšmingus laiko tarpus, paaiškėjo, kad ir laikui bėgant kinta. Didelę šių pokyčių dalį sukelia precesija, nutacija, aberacija ir metinis paralaksas. Jei atmesime šių priežasčių įtaką, pokyčiai mažėja, bet visiškai neišnyksta. Likęs žvaigždės poslinkis dangaus sferoje per metus vadinamas tinkamu žvaigždės judėjimu. Jis išreiškiamas lanko sekundėmis per metus.
Norint nustatyti šiuos judesius, lyginamos fotografinės plokštelės, darytos dideliais laiko intervalais, 20 ar daugiau metų. Padalijus gautą poslinkį iš praėjusių metų skaičiaus, mokslininkai gauna žvaigždės judėjimą per metus. Nustatymo tikslumas priklauso nuo laiko, praėjusio tarp dviejų vaizdų.
Tinkami žvaigždžių judesiai skiriasi pagal dydį ir kryptį. Tik kelių dešimčių žvaigždžių tinkamas judėjimas yra didesnis nei 1 colio per metus. Didžiausias žinomas tinkamas Barnardo „skraidančios“ žvaigždės judėjimas yra = 10″,27. Daugumos žvaigždžių tinkamas judėjimas yra šimtosios ir tūkstantosios lanko sekundės dalys per metus. Geriausi šiuolaikiniai apibrėžimai per metus siekia 0,001. Per ilgą laiką, prilygstantį dešimtims tūkstančių metų, žvaigždynų modeliai labai pasikeičia.
Pačios žvaigždės judėjimas vyksta išilgai lanko puikus ratas pastoviu greičiu. Tiesioginis judėjimas pasikeičia dydžiu , vadinamas tinkamu judėjimu į dešinę, o deklinacija keičiasi dydžiu , vadinamas tinkamu judėjimu deklinacija.
Tinkamas žvaigždės judėjimas apskaičiuojamas pagal formulę:
E 
Jei žinomas tinkamas žvaigždės judėjimas per metus ir atstumas iki jos r parsekais, tai nesunku apskaičiuoti žvaigždės erdvinio greičio projekciją į dangaus plokštumą. Ši projekcija vadinama tangentiniu greičiu V t ir apskaičiuojama pagal formulę:
Kur r- atstumas iki žvaigždės, išreikštas parsekais.
Norint rasti žvaigždės erdvinį greitį V, reikia žinoti jos radialinį greitį V r, kurį lemia spektro linijų Doplerio poslinkis ir V t, kurį lemia metinis paralaksas u. Kadangi V t ir V r yra vienas kitam statmeni, žvaigždės erdvinis greitis yra lygus:
V = V t + V r ).
Norint nustatyti V, reikia nurodyti kampą , randamą pagal jo funkcijas:
sin = V t /V,
cos = V t /V.
Kampas svyruoja nuo 0 iki 180.
Sistema Kentauras Saulės sistema Tikras judėjimas erdvėjeV
nuodėmė = /,
cos = /
atsižvelgiant į abiejų funkcijų požymius. Erdvinis žvaigždės greitis išlieka beveik nepakitęs pagal dydį ir kryptį daugelį amžių. Todėl, žinant žvaigždės V ir r dabartinėje epochoje, galima apskaičiuoti žvaigždės artimiausio artėjimo prie Saulės epochą ir nustatyti jai atstumą r min , paralaksą, tinkamą judėjimą, erdvinio greičio komponentus ir regimąjį dydį. . Atstumas iki žvaigždės parsekais yra r = 1/, 1 parsekas = 3,26 šviesos. metų.
Z
Sistemos judėjimas
Kentauras
Norint spręsti apie žvaigždžių judėjimą, reikia rasti Saulės judėjimo greitį ir neįtraukti jį iš stebimų žvaigždžių judėjimo greičių.
Dangaus sferos taškas, į kurį nukreiptas Saulės greičio vektorius, vadinamas saulės viršūne, o priešingas taškas – antiviršūne.
Viršūnė saulės sistema yra Heraklio žvaigždyne, turi koordinates: = 270 ,= +30 . Šia kryptimi Saulė juda maždaug 20 km/s greičiu, palyginti su žvaigždėmis, esančiomis ne toliau kaip 100 procentų nuo jos. Per metus Saulė nukeliauja 630 000 000 km arba 4,2 AU.
Galaktikos sukimasis
Jei žvaigždžių grupė juda tokiu pačiu greičiu, tada, jei esate vienoje iš šių žvaigždžių, negalite aptikti bendro judėjimo. Situacija yra kitokia, jei greitis keičiasi taip, tarsi aplink judėtų grupė žvaigždžių bendras centras. Tada arčiau centro esančių žvaigždžių greitis bus mažesnis nei tų, kurios yra toliau nuo centro. Stebimi radialiniai greičiai tolimos žvaigždės parodyti tokį judėjimą. Visos žvaigždės kartu su Saule juda statmenai Galaktikos centro krypčiai. Šis judėjimas yra bendro Galaktikos sukimosi, kurio greitis kinta priklausomai nuo atstumo nuo jos centro (diferencialinis sukimasis), pasekmė.
„Galaxy“ sukimasis turi šias funkcijas:
1. Jis atsiranda pagal laikrodžio rodyklę žiūrint į Galaktiką iš jos šiaurinio ašigalio, esančio Koma Bereničų žvaigždyne.
2. Sukimosi kampinis greitis mažėja tolstant nuo centro.
3. Linijinis sukimosi greitis pirmiausia didėja tolstant nuo centro. Tada, maždaug atstumu nuo Saulės, jis pasiekia didžiausia vertė apie 250 km/s, po to pamažu mažėja.
4. Saulė ir šalia jos esančios žvaigždės užbaigia revoliuciją aplink Galaktikos centrą maždaug per 230 milijonų metų. Šis laikotarpis vadinamas galaktikos metais.
Kontroliniai klausimai:
Koks yra tinkamas žvaigždžių judėjimas?
Kaip aptinkamas tinkamas žvaigždžių judėjimas?
Kuri žvaigždė atrado didžiausią tinkamą judėjimą?
Kokia formulė naudojama norint apskaičiuoti tinkamą žvaigždės judėjimą?
Į kokius komponentus skyla žvaigždės erdvinis greitis?
Kaip vadinasi dangaus sferos taškas, kurio kryptimi juda Saulė?
Kuriame žvaigždyne yra viršūnė?
Kokiu greičiu Saulė juda šalia esančių žvaigždžių atžvilgiu?
Kiek toli Saulė nukeliauja per metus?
Kokios yra Galaktikos sukimosi ypatybės?
Koks yra Galaktikos sukimosi laikotarpis?
Užduotys:
1. Betelgeuse žvaigždės radialinis greitis 
= 21 km/s, tinkamas judėjimas= 0,032per metus ir paralaksas R= 0,012. Nustatykite bendrą žvaigždės erdvinį greitį Saulės atžvilgiu ir kampą, kurį sudaro žvaigždės judėjimo erdvėje kryptis su regėjimo linija.
Atsakymas:= 31.
2. Žvaigždė 83 Hercules yra toli nuo mūsų D= 100 vnt, jo paties judėjimas yra = 0,12. Koks yra šios žvaigždės tangentinis greitis?
Atsakymas:57 km/s.
3. Kapteyn žvaigždės, esančios 4 pc atstumu, tinkamas judėjimas yra 8,8 per metus, o radialinis greitis 242 km/s. Nustatykite žvaigždės erdvinį greitį.
Atsakymas: 294 km/s.
4. Kokiu mažiausiu atstumu prie mūsų priartės žvaigždė 61 Cygni, jei šios žvaigždės paralaksas yra 0,3, o tinkamas jos judėjimas yra 5,2. Žvaigždė juda link mūsų radialiniu 64 km/s greičiu.
Atsakymas:2,6 vnt.
Literatūra:
1. Astronominis kalendorius. Nuolatinė dalis. M., 1981 m.
2. Kononovičius E.V., Morozas V.I. Bendrosios astronomijos kursas. M., URSS redakcija, 2004 m.
3. Efremovas Yu.N. Į Visatos gelmes. M., 1984 m.
4. Cesevičius V.P. Ką ir kaip stebėti danguje. M., 1979 m.
TINKAMAS ŽVAIGŽDĖS JUDĖJIMAS
TINKAMAS ŽVAIGŽDĖS JUDĖJIMAS, akivaizdus žvaigždės judėjimas dangaus SRITYJE dėl jos judėjimo Saulės atžvilgiu. Daugeliu atvejų šis judėjimas yra mažesnis nei 0,1 lanko sekundės. BARNARD'S STAR turi didžiausią tinkamą judėjimą (10,3 lanko sekundės per metus). Tinkamas žvaigždės judėjimas nustatomas lyginant žvaigždės padėtį fotografinėse plokštelėse, darytose ilgą laiką, paprastai metus ar dešimtmečius. Daug tikslesnius tinkamo žvaigždžių judėjimo matavimus gavo matavimo palydovas Hipparchas.
Mokslinis ir techninis enciklopedinis žodynas.
Pažiūrėkite, kas yra „PRINT MOVEMENT OF A STAR“ kituose žodynuose:
Kampinis žvaigždės judėjimas dangaus sferoje per metus. Stebėta šalia netoliese esančių žvaigždžių... Didelis enciklopedinis žodynas
Kampinis žvaigždės judėjimas dangaus sferoje per metus. Stebėtas šalia netoliese esančių žvaigždžių. * * * TINKAMAS ŽVAIGŽDĖS JUDĖJIMAS TINKAMAS ŽVAIGŽDĖS JUDĖJIMAS, kampinis žvaigždės judėjimas dangaus sfera per metus. Stebėta šalia netoliese esančių žvaigždžių... enciklopedinis žodynas
Kampinis žvaigždės judėjimas dangaus sferoje per metus. Stebėta šalia netoliese esančių žvaigždžių... Gamtos mokslai. enciklopedinis žodynas
Tinkamas judėjimas reiškia žvaigždžių koordinačių pokyčius dangaus sferoje, kurią sukelia santykinis žvaigždžių ir Saulės sistemos judėjimas. Jie neapima periodiniai pokyčiai sukeltas Žemės judėjimo aplink Saulę (paralaksas). Daugiau... ... Vikipedija
Objekto (žvaigždės) kampinio judėjimo dangaus sferoje greitis erdvėje fiksuotos koordinačių sistemos atžvilgiu. Praktiškai tai nulemia žvaigždės padėties pokytis, palyginti su daug tolimesnėmis žvaigždėmis ar galaktikomis.... ... Astronomijos žodynas
Pamatyk žvaigždes... Enciklopedinis žodynas F.A. Brockhausas ir I.A. Efronas
Iš vakarų į rytus. retrogradinis (atvirkštinis) iš rytų į vakarus. žvaigždės pačios žvaigždės judėjimas dangaus sferoje, palyginti su tolimesnėmis ją supančiomis žvaigždėmis... Astronomijos žodynas
Karšti žėrintys dangaus kūnai kaip Saulė. Žvaigždės skiriasi dydžiu, temperatūra ir ryškumu. Daugeliu atžvilgių Saulė yra tipiška žvaigždė, nors atrodo daug ryškesnė ir didesnė už visas kitas žvaigždes, nes yra daug arčiau... ... Collier enciklopedija
Iliustracijoje pavaizduotas išpūstas Achernar žvaigždės vaizdas, kurį sukelia greitas jos sukimasis. Žvaigždžių sukimasis kampinis judesysžvaigždės aplink savo ašį. Sukimosi greitis gali būti matuojamas pagal linijų poslinkį jo spektre arba pagal laiką ... Wikipedia
Pagrindinis straipsnis: Žvaigždžių evoliucija Žvaigždžių formavimasis yra procesas, kurio metu tankios molekulinių debesų dalys subyra į plazmos rutulį ir susidaro žvaigždė. Žvaigždės evoliucija prasideda milžiniškame molekuliniame debesyje, dar vadinamame... ... Vikipedija
A.A.KISELEVAS
Sankt Peterburgo valstybinis universitetas
Įvadas
Inercinės koordinačių sistemos pagrindimas astronomijoje
„Fiksuotų“ žvaigždžių judėjimo atradimas priklauso garsiam anglų astronomui Edmundui Halley, kuris 1718 m. atrado, kad kai kurios ryškios žvaigždės iš Hiparcho-Ptolemėjaus katalogo pastebimai pakeitė savo pozicijas tarp kitų žvaigždžių. Tai buvo Sirijus, pasislinkęs į pietus beveik pusantro Mėnulio skersmens, Arktūras – dviem skersmenimis į pietus ir Aldebaranas, pasislinkęs 1/4 Mėnulio skersmens į rytus. Pastebėtų pakitimų negalima priskirti Ptolemėjaus katalogo klaidoms, kurios, kaip taisyklė, neviršijo 6" (1/5 Mėnulio skersmens). Halley atradimą netrukus (1728 m.) patvirtino kitas anglų astronomas Jamesas. Bradley, kuris geriau žinomas kaip metinių žvaigždžių atradėjas. Vėliau Tobiasas Mayeris (1723-1762), Nicolas Lacaille'as (1713-1762) ir daugelis kitų astronomų iki Friedricho Besselio (1784-1846) dalyvavo nustatant judesius. žvaigždžių, padėdamas pagrindą šiuolaikinei žvaigždžių pozicijų sistemai.
Įdomu tai, kad prireikė beveik 2000 metų sunaikinti vyraujančią fiksuotų žvaigždžių idėją, kad būtų galima pradėti ieškoti ir rasti žvaigždžių judėjimą. Ši astronomijos revoliucija, žinoma, įvyko dėl Niutono mechanikos, kuri nustatė judėjimo dėsnius, triumfo. dangaus kūnai, įskaitant žvaigždes, kurias astronomai jau XVIII amžiuje žinojo kaip į Saulę panašius kūnus. Tačiau pagrindinis to meto astronomų susidomėjimas buvo Mėnulis (navigacijai), planetos ir Žemė kaip planeta. Niutono mechanika sukūrė sąlygas matematiškai griežtam šių kūnų judesių tyrimui; liko tik rasti koordinačių sistemą, kurią būtų galima atpažinti kaip ramybės arba vienodos būklės. tiesinis judėjimas, tai yra inercinė koordinačių sistema, atitinkanti pirmąjį Niutono dėsnį, tokia koordinačių sistema, kuriai būtų galima lengvai ir paprastai priskirti visus stebimus Mėnulio, planetų ir Žemės judėjimus, įskaitant. Atrodė, kad tokią koordinačių sistemą įkūnija „fiksuotos“ žvaigždės. Taigi astronomai pradėjo nustatyti žvaigždžių sferines koordinates, susiedami jas su pusiaujo sistema, kur pagrindine plokštuma yra lygiagreti žemės pusiaujui plokštuma, o ilgumų (dešiniųjų pakilimų) pradžios taškas yra taškas. pavasario lygiadienis. Instrumentinės technologijos plėtra ir stebėtojų įgūdžiai (J. Bradley, T. Mayer) prisidėjo prie staigios žvaigždžių koordinačių nustatymo tikslumo pusiaujo sistemoje pagerėjimo. Remiantis tokiais stebėjimais, buvo sudaryti pirmieji tam tikro skaičiaus pasirinktų žvaigždžių pozicijų katalogai. Žvaigždžių padėties tikslumas šiuose kataloguose jau XVIII amžiuje artėjo prie 1", o XIX amžiuje pastebimai išaugo. Žvaigždžių koordinačių skirtumas sudarytuose ir įvairioms epochoms priskirtuose kataloguose atskleidė, kad priimta sistema pusiaujo koordinatės yra neinercinės. Niutono mechanika leido griežtai pagrįsti žvaigždžių koordinačių pokyčių priežastis ir pobūdį, susijusius su pusiaujo koordinačių sistema – atskaitos sistema, kurią suteikia laisvas Žemės sukimasis, besisukantis aplink Saulę ir patiriantis trikdžius iš Mėnulio ir planetos. Šie koordinačių pokyčiai: 1) precesijos reiškinys, kuris senovei buvo žinomas kaip „lygiadienių laukimas“; 2) nutacijos fenomenas, kurį atrado Bradley. Abu šiuos reiškinius, kartu su aberacija, atsekė ir išsamiai ištyrė kelios astronomų kartos XVIII a. XIX a, pradedant Bradley ir baigiant Besseliu. Dėl to buvo patikimai nustatytos skaitinės konstantų reikšmės ir aberacija, tai yra tie dydžiai, kurie šiuo metu yra vadinamųjų pagrindinių astronomijos konstantų sąrašo dalis. Taigi buvo sudarytos visos sąlygos perėjimui nuo matomų (momentinių) žvaigždžių koordinačių prie koordinačių, susijusių su kokia nors pastovia (sustabdyta) ašių sistema, kurią su geru aproksimavimu galima laikyti inercine. Astronomų kalba – dangaus mechanika – šis perėjimas vadinamas transformacija iš matomų žvaigždžių padėčių į vidutines jų padėtis tam tikros epochos pusiaujo ir lygiadienio sistemoje. Ši transformacija buvo išsamiai pagrįsta ir išdėstyta pagrindiniame Beselio veikale „Fundamenta astronomiae“ 1818 m., kuris vis dar išlaiko savo reikšmę. Loginis pagrindas inercinė sistema sukurtos koordinatės astronomijoje būtinas sąlygas nustatyti ir ištirti tikruosius dangaus kūnų, įskaitant žvaigždes, judėjimus Žemę supančiame žvaigždžių pasaulyje.
Tinkamas žvaigždžių judėjimas
Tinkami meridiano judesiai
Šio projekto idėją 30-aisiais tuo pačiu metu išreiškė amerikiečių astronomas Wrightas ir B.V. Numerovas SSRS. Pagal šią idėją buvo pasiūlyta nustatyti fotografinius tinkamus žvaigždžių judesius tiesiogiai ekstragalaktinių ūkų (galaktikų) atžvilgiu. Amerikiečiai galaktikų atvaizdus ketino naudoti kaip etalonines žvaigždes, sovietų astronomai – tik kontrolines žvaigždes absoliutizacijos procese. Dėl didelio galaktikų nutolimo (dauguma stebimų galaktikų yra nutolusios daugiau nei 10 6 pc nuo mūsų Galaktikos), galime nepaisyti tinkamų jų judesių, kurie yra žymiai mažesni nei 0,001 "/metus. Todėl tinkami fotografiniai judesiai žvaigždės, nustatytos galaktikų atžvilgiu, gali būti laikomos absoliučiomis ir, palyginus su tų pačių žvaigždžių dienovidiniais savaitiniais judesiais, patikrinti, ar žvaigždžių dienovidiniai savieji judesiai tenkina inercijos sąlygą, tai yra, ar jie išvesti teisingai.
Tinkamas žvaigždžių judėjimas ir radialinis greitis. Ypatingi žvaigždžių ir saulės greičiai galaktikoje. Galaktikos sukimasis.
Palyginus tų pačių žvaigždžių pusiaujo koordinates, nustatytas per reikšmingus laiko tarpus, paaiškėjo, kad a ir d bėgant laikui kinta. Didelę šių pokyčių dalį sukelia precesija, nutacija, aberacija ir metinis paralaksas. Jei atmesime šių priežasčių įtaką, pokyčiai mažėja, bet visiškai neišnyksta. Likęs žvaigždės poslinkis dangaus sferoje per metus vadinamas tinkamu žvaigždės judėjimu m. Jis išreiškiamas sekundėmis. lankų per metus.
Tinkami skirtingų žvaigždžių judesiai skiriasi pagal dydį ir kryptį. Tik kelių dešimčių žvaigždžių tinkamas judėjimas yra didesnis nei 1 colio per metus. Didžiausias žinomas tinkamas Barnardo „skraidančios“ žvaigždės judėjimas yra m = 10,27. Daugumos žvaigždžių tinkamas judėjimas yra šimtosios ir tūkstantosios lanko sekundės dalys per metus.
Per ilgą laiką, prilygstantį dešimtims tūkstančių metų, žvaigždynų modeliai labai pasikeičia.
Pačios žvaigždės judėjimas vyksta išilgai didžiojo apskritimo lanko su pastovus greitis. Dešinysis kilimas pasikeičia dydžiu m a , vadinamas tinkamu teisingu kilimo judesiu, o deklinacija pakinta dydžiu m d , vadinamu tinkamu judėjimu deklinacija.
Tinkamas žvaigždės judėjimas apskaičiuojamas pagal formulę:
m = Ö(m a 2 + m d 2).
Jei yra žinomas tinkamas žvaigždės judėjimas per metus ir atstumas iki jos r parsekais, tada nesunku apskaičiuoti žvaigždės erdvinio greičio projekciją į dangaus plokštumą. Ši projekcija vadinama tangentiniu greičiu V t ir apskaičiuojama pagal formulę:
V t = m”r/206265” ps/metai = 4,74 m r km/s.
norint rasti žvaigždės erdvinį greitį V, reikia žinoti jos radialinį greitį Vr, kurį lemia Doplerio linijų poslinkis žvaigždės spektre. Kadangi V t ir V r yra vienas kitam statmeni, žvaigždės erdvinis greitis yra lygus:
V = Ö(V t 2 + V r 2).
Greičiausios žvaigždės yra RR Lyrae kintamieji. Jų vidutinis greitis Saulės atžvilgiu yra 130 km/s. Tačiau šios žvaigždės juda prieš Galaktikos sukimąsi, todėl jų greitis pasirodo mažas (250 -130 = 120 km/s). Labai greitos žvaigždės, kurių greitis yra apie 350 km/s, palyginti su Galaktikos centru, nesilaikoma, nes 320 km/s greičių užtenka išeiti iš Galaktikos gravitacinio lauko arba suktis labai pailginta orbita.
Žinant tinkamus žvaigždžių judesius ir radialinius greičius, galima spręsti apie žvaigždžių judėjimą Saulės, kuri taip pat juda erdvėje, atžvilgiu. Todėl stebimi žvaigždžių judėjimai susideda iš dviejų dalių, iš kurių viena yra Saulės judėjimo pasekmė, o kita – individualus žvaigždės judėjimas.
Norint spręsti apie žvaigždžių judėjimą, reikia rasti Saulės judėjimo greitį ir neįtraukti jį iš stebimų žvaigždžių judėjimo greičių.
Dangaus sferos taškas, į kurį nukreiptas Saulės greičio vektorius, vadinamas saulės viršūne, o priešingas taškas – antiviršūne.
Saulės sistemos viršūnė yra Heraklio žvaigždyne, turi koordinates: a = 270 0, d = +30 0. Šia kryptimi Saulė juda maždaug 20 km/s greičiu, palyginti su žvaigždėmis, esančiomis ne toliau kaip 100 procentų nuo jos. Per metus Saulė nukeliauja 630 000 000 km arba 4,2 AU.
Jei žvaigždžių grupė juda tokiu pačiu greičiu, tada, jei esate vienoje iš šių žvaigždžių, negalite aptikti bendro judėjimo. Situacija yra kitokia, jei greitis keičiasi taip, tarsi žvaigždžių grupė judėtų aplink bendrą centrą. Tada arčiau centro esančių žvaigždžių greitis bus mažesnis nei tų, kurios yra toliau nuo centro. Stebėti tolimų žvaigždžių radialiniai greičiai rodo tokį judėjimą. Visos žvaigždės kartu su Saule juda statmenai Galaktikos centro krypčiai. Šis judėjimas yra bendro Galaktikos sukimosi, kurio greitis kinta priklausomai nuo atstumo nuo jos centro (diferencialinis sukimasis), pasekmė.
„Galaxy“ sukimasis turi šias funkcijas:
1. Jis atsiranda pagal laikrodžio rodyklę žiūrint į Galaktiką iš jos šiaurinio ašigalio, esančio Koma Bereničų žvaigždyne.
2. Sukimosi kampinis greitis mažėja tolstant nuo centro.
3. Linijinis sukimosi greitis pirmiausia didėja tolstant nuo centro. Tada maždaug Saulės atstumu ji pasiekia didžiausią vertę – apie 250 km/s, po to pamažu mažėja.
4. Saulė ir šalia jos esančios žvaigždės užbaigia revoliuciją aplink Galaktikos centrą maždaug per 230 milijonų metų. Šis laikotarpis vadinamas galaktikos metais.
24.2 Žvaigždžių populiacijos ir galaktikos posistemiai.
Žvaigždės, esančios šalia Saulės, išsiskiria dideliu ryškumu ir priklauso pirmajam populiacijos tipui. paprastai jie randami išoriniuose Galaktikos regionuose. Žvaigždės, esančios toli nuo Saulės, esančios netoli Galaktikos centro ir vainikinėje, priklauso II populiacijos tipui. Žvaigždžių padalijimą į populiacijas Baade atliko tyrinėdamas Andromedos ūką. Labiausiai ryškios žvaigždės gyventojų I – mėlyna ir turi absoliučios vertės iki -9 m, o ryškiausios II populiacijos žvaigždės yra raudonos su abs. dydis -3 m. Be to, I populiacijai būdinga daug tarpžvaigždinių dujų ir dulkių, kurių nėra II populiacijoje.
Išsamus Galaktikos žvaigždžių padalijimas į populiacijas apima 6 tipus:
1. Ekstremali populiacija I – apima objektus, esančius spiralinėse šakose. Tai apima tarpžvaigždines dujas ir dulkes, susikaupusias spiralėse, iš kurių susidaro žvaigždės. Šios populiacijos žvaigždės yra labai jaunos. Jų amžius yra 20–50 milijonų metų. Šių žvaigždžių egzistavimo sritis apsiriboja plonu galaktikos sluoksniu: žiedu, kurio vidinis spindulys yra 5000 ps, išorinis spindulys - 15 000 ps, o storis - apie 500 ps.
Šios žvaigždės apima žvaigždes nuo O iki B2 spektrinių klasių, vėlyvųjų spektrinių klasių supergigantus, Wolf-Rayet tipo žvaigždes, B klasės emisijos žvaigždes, žvaigždžių asociacijas, T Tauri kintamuosius.
2. I eilinės populiacijos žvaigždės kiek vyresnės, jų amžius 2-3 kosminiai metai. Jie pasitraukė nuo spiralinės rankos ir dažnai yra šalia centrinės Galaktikos plokštumos.
Tai apima B3–B8 poklasių žvaigždes ir įprastas A klasės žvaigždes, dis. spiečius su tų pačių klasių žvaigždėmis, A–F klasių žvaigždės su stipriomis metalinėmis linijomis, mažiau ryškiai raudonos spalvos supermilžinai.
3. Disko populiacijos žvaigždės. Jų amžius – nuo 1 iki 5 milijardų metų, t.y. 5-25 kosminiai metai. Šios žvaigždės apima Saulę. Šią populiaciją sudaro daugybė subtilių žvaigždžių, esančių 1000 procentų nuo centrinės plokštumos galaktikos juostoje, kurių vidinis spindulys yra 5000 procentų, o išorinis – 15 000 procentų. Šios žvaigždės apima eilinius G–K klasių milžinus, G–K klasių pagrindinės sekos žvaigždes, ilgo periodo kintamuosius, kurių periodai yra ilgesni nei 250 dienų, pusiau reguliarias kintamąsias žvaigždes, planetų ūkus, naujas žvaigždes, senus atvirus spiečius.
4. Tarpinės II populiacijos žvaigždės apima objektus, esančius didesniu nei 1000 pc atstumu abiejose Galaktikos centrinės plokštumos pusėse. Šios žvaigždės sukasi pailgomis orbitomis. Tai apima daugumą senų žvaigždžių, kurių amžius nuo 50 iki 80 kosminių metų, žvaigždes su dideliu greičiu, silpnomis linijomis, ilgo periodo kintamuosius su periodais nuo 50 iki 250 dienų, W Mergelės cefeidus, RR Lyrae kintamuosius, baltąsias nykštukus, rutulines. klasteriai .
5. Galaktikos vainiko populiacija. įtraukti objektus, kurie atsiranda ankstyvosios stadijos Galaktikos evoliucija, kuri tuo metu buvo mažiau plokščia nei dabar. Šie objektai apima subnykštukus, vainikinių rutulinių spiečių, RR Lyrae žvaigždes, žvaigždes su ypač silpnomis linijomis ir žvaigždes, kurių greitis yra didžiausias.
6. Pagrindinės populiacijos žvaigždės apima mažiausiai žinomus objektus. Šių žvaigždžių spektruose, stebimuose kitose galaktikose, natrio linijos yra stiprios, o cianogeninės (CN) juostos yra intensyvios. Tai gali būti M klasės nykštukai. Tokie objektai yra RR Lyrae tipo žvaigždės, rutulinės žvaigždės. daug metalų turintys spiečiai, planetiniai ūkai, M klasės nykštukai, G ir M klasės milžiniškos žvaigždės su stipriomis cianido juostomis, infraraudonieji objektai.
Svarbiausi Galaktikos struktūros elementai yra centrinis kondensatas, spiralinės rankos ir diskas. Centrinę Galaktikos kondensaciją nuo mūsų slepia tamsi nepermatoma medžiaga. Jo pietinė pusė geriausiai matoma kaip ryškus žvaigždės debesis Šaulio žvaigždyne. Antrąją pusę taip pat galima stebėti infraraudonaisiais spinduliais. Šias puses skiria galinga dulkėtos medžiagos juosta, kuri yra nepermatoma net infraraudoniesiems spinduliams. Centrinės kondensacijos linijiniai matmenys yra 3 x 5 kiloparsekai.
Galaktikos regionas, esantis 4-8 kpc atstumu nuo centro, išsiskiria daugybe savybių. Tai koncentruojasi didžiausias skaičius dažniau pasitaiko pulsarai ir dujų likučiai po supernovų sprogimų, intensyvios nešilumos radijo spinduliuotės, jaunos ir karštos O ir B žvaigždės. Šiame regione egzistuoja vandenilio molekuliniai debesys. Šios srities difuzinėje medžiagoje koncentracija padidėja kosminiai spinduliai.
3-4 kpc atstumu nuo Galaktikos centro radijo astronomijos metodais buvo atrasta neutralaus vandenilio atšaka, kurios masė yra apie 100 000 000 Saulės, besiplečianti apie 50 km/s greičiu. kitoje centro pusėje, maždaug 2 kpc atstumu, yra 10 kartų mažesnės masės ranka, tolstanti nuo centro 135 km/s greičiu.
Centrinėje zonoje yra keli dujų debesys, kurių masė siekia 10 000 – 100 000 Saulės masių, besitraukiančių 100 – 170 km/s greičiu.
Centrinę sritį, kurios spindulys mažesnis nei 1 kpc, užima neutralių dujų žiedas, kuris aplink centrą sukasi 200 km/s greičiu. Jo viduje yra didžiulė disko formos H II sritis, kurios skersmuo yra apie 300 ps. Centro srityje stebima ne šiluminė spinduliuotė, kuri rodo kosminių spindulių koncentracijos ir magnetinių laukų stiprumo padidėjimą.
Centriniuose Galaktikos regionuose stebimų reiškinių derinys rodo galimybę, kad daugiau nei prieš 10 000 000 metų nuo Galaktikos centro atsirado dujų debesys, kurių bendra masė siekė apie 10 000 000 Saulės masių ir kurių greitis buvo apie 600 km/s.
Šaulio žvaigždyne, netoli Galaktikos centro, yra keli galingi radijo ir infraraudonoji spinduliuotė. Vienas iš jų, Šaulys-A, yra pačiame Galaktikos centre. Jį supa 200 ps spindulio žiedo formos molekulinis debesis, besiplečiantis 140 km/s greičiu. Centriniuose regionuose vyksta aktyvus žvaigždžių formavimosi procesas.
Mūsų galaktikos centre greičiausiai yra branduolys, panašus į rutulinių žvaigždžių spiečių. Infraraudonųjų spindulių imtuvai ten aptiko elipsės formos objektą, kurio matmenys buvo 10 ps. Jo viduje gali būti tankus 1 ps skersmens žvaigždžių spiečius. Tai taip pat gali būti nežinomo reliatyvistinio pobūdžio objektas.
24.3 Galaktikos spiralinė struktūra.
Galaktikos spiralinės struktūros prigimtis yra susijusi su spiralinio tankio bangomis, sklindančiomis žvaigždžių diske. Šios bangos panašios į garso bangas, tačiau dėl sukimosi įgauna spiralių pavidalą. Terpė, kurioje šios bangos sklinda, susideda ne tik iš dujų ir dulkių tarpžvaigždinės medžiagos, bet ir iš pačių žvaigždžių. Žvaigždės taip pat sudaro savotiškas dujas, kurios skiriasi nuo reguliarios temos kad tarp jo dalelių nebūtų susidūrimų.
Spiralinė tankio banga, kaip ir įprasta išilginė banga, yra nuoseklių aplinkos tankinimų ir retėjimo kaita. Skirtingai nuo dujų ir žvaigždžių, spiralinis bangų raštas sukasi ta pačia kryptimi kaip ir visa galaktika, tačiau pastebimai lėčiau ir pastoviai. kampinis greitis, kaip tvirtas kūnas.
Todėl medžiaga nuolat pasiveja spiralines šakas viduje ir eina per juos. Tačiau žvaigždėms ir dujoms šis praėjimas per spiralę vyksta skirtingai. Žvaigždės, kaip ir dujos, sutankinamos spiraline banga, jų koncentracija padidėja 10 - 20%. Atitinkamai gravitacinis potencialas didėja. Tačiau kadangi tarp žvaigždžių nėra susidūrimų, jos išlaiko pagreitį, šiek tiek pakeičia savo kelią spiralės svirties viduje ir išeina iš jos beveik ta pačia kryptimi, kuria įžengė.
Dujos elgiasi kitaip. Dėl susidūrimų, patekęs į rankovę, jis praranda kampinį pagreitį, sulėtėja ir pradeda kauptis ties vidine rankovės riba. Įeinančios naujos dujų dalys lemia jų susidarymą šoko banga su dideliu tankio skirtumu. Dėl to ties spiralės šakomis susidaro dujų tankinimo briaunos ir a terminis nestabilumas. Dujos greitai tampa nepermatomos, atvėsta ir patenka į tankią fazę, sudarydamos dujų ir dulkių kompleksus, palankius žvaigždžių formavimuisi. Jaunos ir karštos žvaigždės sužadina dujų švytėjimą, dėl kurio atsiranda ryškūs ūkai, kurie kartu su karštomis žvaigždėmis nubrėžia spiralinę struktūrą, atkartojančią spiralės tankio bangą žvaigždžių diske.
Mūsų galaktikos spiralinė struktūra buvo tiriama tiriant kitas spiralines galaktikas. Tyrimai parodė, kad kaimyninių galaktikų spiralinės rankos susideda iš karštų milžinų, supergigantų, dulkių ir dujų. Jei pašalinsite šiuos objektus, spiralės šakos išnyks. Raudona ir geltonos žvaigždės Tolygiai užpildykite sritis šakose ir tarp jų.
Norėdami išsiaiškinti mūsų galaktikos spiralinę struktūrą, turime stebėti karštus milžinus, dulkes ir dujas. Tai padaryti gana sunku, nes Saulė yra Galaktikos plokštumoje ir viena ant kitos projektuojamos įvairios spiralės šakos. Šiuolaikiniai metodai neleidžia tiksliai nustatyti atstumų iki tolimų milžinų, todėl sunku sukurti erdvinį vaizdą. Be to, Galaktikos plokštumoje glūdi didelės nehomogeniškos struktūros ir įvairaus tankio dulkių masės, todėl tolimų objektų tyrinėjimas dar labiau apsunkinamas.
Didelį žadą duoda 21 cm bangos ilgio vandenilio tyrimas, kurio pagalba galima išmatuoti neutralaus vandenilio tankį m. įvairios vietos Galaktikos. Šį darbą atliko olandų astronomai Holstas, Mulleris, Oortas ir kiti. Rezultatas buvo vandenilio pasiskirstymo vaizdas, nubrėžęs Galaktikos spiralinės struktūros kontūrus. Vandenilis yra dideli kiekiaišalia jaunų įkaitusių žvaigždžių, kurios lemia spiralės pečių struktūrą. Neutralaus vandenilio spinduliuotė yra ilgųjų bangų, radijo diapazone, o tarpžvaigždinė dulkių medžiaga jam yra skaidri. 21 centimetro spinduliuotė be iškraipymų pasiekia tolimiausius Galaktikos regionus.
Galaktika nuolat keičiasi. Šie pokyčiai vyksta lėtai ir palaipsniui. Tyrinėtojams juos sunku aptikti, nes žmogaus gyvenimas labai trumpas, palyginti su žvaigždžių ir galaktikų gyvenimu. Kalbant apie kosminę evoliuciją, reikia pasirinkti labai ilgą laiko vienetą. Toks vienetas yra kosminiai metai, t.y. laikas pilnas posūkis Saulė aplink Galaktikos centrą. Jis lygus 250 milijonų žemės metų. Galaktikos žvaigždės nuolat maišosi ir per vienerius kosminius metus, viena kitos atžvilgiu judėdamos net nedideliu 1 km/s greičiu, dvi žvaigždės nutols 250 ps. Per šį laiką kai kurios žvaigždžių grupės gali suirti, o kitos vėl susidaryti. „Galaxy“ išvaizda labai pasikeis. Be mechaninių pokyčių, keičiasi ir kosminiai metai fizinė būklė Galaktikos. O ir B klasių žvaigždės gali šviesti tik tam tikrą laiką, prilygstantį kokiai nors daliai kosminiai metai. Ryškiausių stebimų milžinų amžius yra apie 10 milijonų metų. Tačiau nepaisant to, spiralinių svirčių konfigūracija gali išlikti gana stabili. Vienos žvaigždės paliks šiuos regionus, kitos skris į savo vietą, vienos žvaigždės mirs, kitos gims iš didžiulės spiralinių šakų dujų-dulkių kompleksų masės. Jei objektų padėčių ir judėjimų pasiskirstymas bet kurioje galaktikoje nepavaldus didelių pokyčių, tada ši žvaigždžių sistema yra dinaminės pusiausvyros būsenoje. Tam tikrai žvaigždžių grupei dinaminės pusiausvyros būsena gali būti išlaikyta 100 kosminių metų. Tačiau per ilgesnį laikotarpį prilygsta tūkstančiams kosmoso. metų dinaminės pusiausvyros būsena bus sutrikdyta dėl atsitiktinių artimų žvaigždžių perėjimų. Ją pakeis dinamiškai beveik nuolatinė statistinės pusiausvyros būsena, stabilesnė, kai žvaigždės yra kruopščiau susimaišiusios.
25. Ekstragalaktinė astronomija.
25.1 Galaktikų klasifikacija ir jų erdvinis pasiskirstymas.
Prancūzų kometų ieškotojai Mesjė ir Mašamas sudarė miglotų objektų, pastebėtų danguje, katalogą 1784 m. plika akimi arba per teleskopą, kad tolesnis darbas nepainiokite jų su atvykstančiomis kometomis. Mesjė katalogo objektai pasirodė pačios įvairiausios. Dalis jų - žvaigždžių spiečius o ūkas priklauso mūsų galaktikai, kita dalis yra tolimesni objektai ir yra tos pačios žvaigždžių sistemos kaip ir mūsų galaktika. Suprasti tikrąją galaktikų prigimtį atsirado ne iš karto. Tik 1917 metais Ritchie ir Curtis, stebėdami supernovą galaktikoje NGC 224, suskaičiavo, kad ji buvo 460 000 pc atstumu, t.y. 15 kartų didesnis už mūsų galaktikos skersmenį, o tai reiškia toli už jos ribų. Klausimas galutinai išsiaiškintas 1924–1926 m., kai E. Hablas, naudodamasis 2,5 metro teleskopu, gavo Andromedos ūko, kuriame spiralės šakos suskilo į atskiras žvaigždes, nuotraukas.
Šiandien žinoma daug galaktikų, esančių nuo mūsų šimtų tūkstančių iki milijardų šviesmečių atstumu. metų.
Daug galaktikų buvo aprašyta ir kataloguota. Dažniausiai naudojamas „Naujasis bendrasis Drejerio katalogas“ (NGC). Kiekviena galaktika turi savo numerį. Pavyzdžiui, Andromedos ūkas yra pažymėtas NGC 224.
Galaktikų stebėjimai parodė, kad jos yra labai įvairios formos ir struktūros. Pagal išvaizdą galaktikos skirstomos į elipsines, spiralines, lęšines ir netaisyklingas.
Elipsinės galaktikos(E) nuotraukose turi elipsės formą be aštrios ribos. Ryškumas palaipsniui didėja nuo periferijos iki centro. Vidinė struktūra dažniausiai nebūna. Šios galaktikos yra pastatytos iš raudonųjų ir geltonųjų milžinų, raudonųjų ir geltonųjų nykštukų bei daugybės baltų mažo šviesumo žvaigždžių, t.y. daugiausia iš II tipo žvaigždžių populiacijos. Nėra mėlynai baltų supergigantų, kurie paprastai sukuria spiralinių rankų struktūrą. Išoriškai elipsinės galaktikos skiriasi didesniu ar mažesniu suspaudimu.
Suspaudimo indikatorius yra vertė
nesunku rasti, jei nuotraukoje išmatuotos didžiosios a ir mažosios b ašys. Suspaudimo indeksas pridedamas po raidės, nurodančios galaktikos formą, pavyzdžiui, E3. Paaiškėjo, kad labai suspaustų galaktikų nėra, todėl didžiausias rodiklis yra 7. Sferinės galaktikos rodiklis yra 0.
Akivaizdu, kad elipsinės galaktikos turi revoliucijos elipsoido geometrinę formą. E. Hablas iškėlė klausimą, ar stebimų formų įvairovė yra vienodai pailgų galaktikų skirtingos orientacijos erdvėje pasekmė. Ši problema buvo išspręsta matematiškai ir gautas atsakymas, kad galaktikų spiečių sudėtyje dažniausiai pasitaiko galaktikos, kurių suspaudimo indeksas yra 4, 5, 6, 7 ir sferinių galaktikų beveik nėra. O už spiečių aptinkamos beveik tik galaktikos, kurių indeksai yra 1 ir 0. Elipsinės galaktikos klasteriuose yra milžiniškos, o išorinės – nykštukinės.
Spiralinės galaktikos(S). Jie turi spiralinių šakų struktūrą, besitęsiančią nuo centrinės šerdies. Šakos išsiskiria ne tokiame šviesiame fone, nes jose yra karščiausių žvaigždžių, jaunų spiečių ir šviečiančių dujų ūkų.
Edvinas Hablas suskirstė spiralines galaktikas į poklasius. Matas yra šakų išsivystymo laipsnis ir galaktikos šerdies dydis.
Sa galaktikose šakos yra stipriai susisukusios ir palyginti lygios, prastai išsivysčiusios. Branduoliai visada yra dideli, paprastai sudaro maždaug pusę stebimo visos galaktikos dydžio. Šio poklasio galaktikos labiausiai panašios į elipsines. Paprastai iš priešingų branduolio dalių atsiranda dvi šakos, tačiau retai jų būna daugiau.
Sb galaktikose spiralinės rankos yra pastebimai išvystytos, bet neturi šakų. Šerdys yra mažesnės nei ankstesnės klasės. Šio tipo galaktikose dažnai yra daug spiralių.
Galaktikos su labai išsivysčiusiomis šakomis, suskirstytomis į kelias atšakas ir, palyginti su jais, mažą šerdį, priklauso Sc tipui.
Nepaisant įvairovės išvaizda, spiralinės galaktikos turi panašią struktūrą. Juose galima išskirti tris komponentus: žvaigždės diską, kurio storis 5-10 kartų mažesnis už galaktikos skersmenį, sferoidinę dedamąją ir plokščiąją, kurios storis kelis kartus mažesnis už diską. Plokščiasis komponentas apima tarpžvaigždines dujas, dulkes, jaunas žvaigždes ir spiralines šakas.
Spiralinių galaktikų suspaudimo laipsnis visada yra didesnis nei 7. Tuo pačiu metu elipsinės galaktikos visada yra mažesnės nei 7. Tai rodo, kad silpnai suspaustose galaktikose negali išsivystyti spiralinė struktūra. Kad jis atsirastų, sistema turi būti labai suspausta.
Įrodyta, kad stipriai suspausta galaktika evoliucijos metu negali būti silpnai suspausta, taip pat atvirkščiai. Tai reiškia, kad elipsinės galaktikos negali virsti spiralinėmis galaktikomis, o spiralinės – elipsinėmis. Skirtingas suspaudimas atsiranda dėl skirtingos sumos rotacijos sistemos. Tos galaktikos, kurios susiformavimo metu gavo pakankamai sukimosi, įgavo labai suspaustą formą ir jose išsivystė spiralinės šakos.
Yra spiralinių galaktikų, kurių šerdis yra tiesios juostos viduryje, o spiralinės šakos prasideda tik šios juostos galuose. Tokios galaktikos žymimos SBa, SBb, SBc. B raidės pridėjimas rodo, kad yra trumpiklis.
Lęšinės galaktikos(S0). Išoriškai jie atrodo kaip elipsės, bet turi žvaigždės diską. Savo struktūra jos panašios į spiralines galaktikas, tačiau skiriasi nuo jų tuo, kad nėra plokščio komponento ir spiralinių šakų. Lęšinės galaktikos skiriasi nuo spiralinių galaktikų, stebimų kraštais, nes juostos nėra. Juodoji medžiaga. Schwarzschildas pasiūlė teoriją, pagal kurią lęšinės galaktikos gali būti suformuotos iš spiralinių, išvalant dujas ir dulkes.
Netaisyklingos galaktikos(Ir). Jie turi asimetrinę išvaizdą. Jie neturi spiralinių šakų, o įkaitusios žvaigždės ir dulkės susitelkusios atskiros grupės arba išsibarstę po visą diską. Yra mažo ryškumo sferoidinis komponentas. Šioms galaktikoms būdingas didelis tarpžvaigždinių dujų ir jaunų žvaigždžių kiekis.
Netaisyklinga galaktikos forma gali būti dėl to, kad ji neturėjo laiko priimti teisinga forma dėl mažo medžiagos tankio joje arba dėl jauno amžiaus. Galaktika taip pat gali tapti netaisyklinga dėl jos formos iškraipymo dėl sąveikos su kita galaktika.
Netaisyklingos galaktikos skirstomos į du potipius.
Ir I potipis pasižymi dideliu paviršiaus ryškumu ir sudėtinga netaisyklinga struktūra. Kai kurios šio potipio galaktikos turi sunaikintą spiralinę struktūrą. Tokios galaktikos dažnai būna poromis.
Ir II potipiui būdingas mažas paviršiaus ryškumas. Dėl šios savybės sunku aptikti tokias galaktikas, o žinomos tik kelios. Mažas paviršiaus ryškumas rodo mažą žvaigždžių tankį. Tai reiškia, kad šios galaktikos turi labai lėtai judėti iš netaisyklingos formosį teisingą.
1995 m. liepos mėn. buvo atliktas tyrimas kosminis teleskopas juos. Hablo ieško netaisyklingų silpnai mėlynų galaktikų. Paaiškėjo, kad šie objektai, esantys nuo mūsų 3–8 milijardų šviesmečių atstumu, yra labiausiai paplitę. Dauguma jų turi itin sodrią mėlyną spalvą, kuri rodo, kad jose vyksta intensyvus žvaigždžių formavimasis. Artimais atstumais, atitinkančiais šiuolaikinę Visatą, šių galaktikų nėra.
Galaktikos yra daug įvairesnės nei nagrinėjami tipai, ir ši įvairovė yra susijusi su formomis, struktūromis, šviesumu, sudėtimi, tankiu, mase, spektru ir spinduliavimo savybėmis.
Galima išskirti šiuos morfologinius galaktikų tipus, priartėjus prie jų iš skirtingų požiūrių.
Amorfinės, bestruktūrinės sistemos- įskaitant E galaktikas ir daugumą S0. Juose nėra arba beveik nėra išsklaidytos medžiagos ir karštų milžinų.
Aro galaktika- mėlynesnis už kitus. Daugelis jų turi siauras, bet ryškias spektro linijas. Galbūt juose labai daug dujų.
Seiferto galaktikos - įvairių tipų, tačiau jiems būdingas labai didelis stiprių emisijos linijų plotis jų spektruose.
Kvazarai- kvazižvaigždiniai radijo šaltiniai, QSS, savo išvaizda nesiskiriantys nuo žvaigždžių, tačiau skleidžiantys radijo bangas, kaip ir galingiausios radijo galaktikos. Jiems būdinga melsva spalva ir ryškios spektro linijos, turinčios didžiulį raudoną poslinkį. Supermilžinės galaktikos yra pranašesnės savo šviesumu.
Kwazags- QSG kvazižvaigždinės galaktikos - skiriasi nuo kvazarų tuo, kad nėra stiprios radijo spinduliuotės.
