Întrebări despre program:
Mișcarea corespunzătoare și vitezele radiale ale stelelor;
Viteze deosebite ale stelelor și ale Soarelui în galaxie;
Rotația galaxiei.
Rezumat:
Mișcarea corespunzătoare și vitezele radiale ale stelelor, vitezele deosebite ale stelelor și ale Soarelui în galaxie
O comparație a coordonatelor ecuatoriale ale acelorași stele, determinate la intervale semnificative de timp, a arătat că și se modifică în timp. O parte semnificativă a acestor schimbări este cauzată de precesiune, nutație, aberație și paralaxa anuală. Dacă excludem influența acestor cauze, atunci modificările sunt reduse, dar nu dispar complet. Deplasarea rămasă a unei stele pe sfera cerească timp de un an se numește mișcarea proprie a stelei. Este exprimat în secunde de arc pe an.
Pentru a determina aceste mișcări, se compară plăcile fotografice realizate la intervale lungi de 20 de ani sau mai mult. Împărțind deplasarea rezultată la numărul de ani care au trecut, cercetătorii obțin mișcarea stelei pe an. Precizia determinării depinde de timpul scurs între două imagini.
Mișcările adecvate sunt diferite pentru diferite stele ca mărime și direcție. Doar câteva zeci de stele au mișcări adecvate mai mari de 1 inch pe an. Cea mai mare mișcare proprie cunoscută a stelei „zburătoare” a lui Barnard este = 10″.27. Majoritatea stelelor au propria lor mișcare, egală cu sutimi și miimi de secundă de arc pe an. Cele mai bune definiții moderne ajung la 0 "001 pe an. Pe perioade lungi de timp, egale cu zeci de mii de ani, tiparele constelațiilor se schimbă foarte mult.
Mișcarea corespunzătoare a stelei are loc de-a lungul unui arc de cerc mare cu o viteză constantă. Mișcarea directă se modifică cu valoarea , numită mișcare de ascensiune dreaptă proprie, iar declinația - cu , numită mișcare de declinare proprie.
Mișcarea proprie a unei stele se calculează cu formula:
E 
Dacă se cunoaște mișcarea corespunzătoare a stelei timp de un an și distanța până la ea r în parsecs, atunci nu este dificil de calculat proiecția vitezei spațiale a stelei pe planul cerului. Această proiecție se numește viteza tangențială V t și se calculează prin formula:
Unde r este distanța până la stea, exprimată în parsecs.
Pentru a afla viteza spațială V a unei stele, este necesar să se cunoască viteza sa radială V r , care este determinată din deplasarea Doppler a liniilor din spectru, și V t , care este determinată din paralaxa anuală u. Deoarece V t și V r sunt reciproc perpendiculare, viteza spațială a stelei este:
V = V t + V r ).
Pentru a determina V, unghiul , găsit prin funcțiile sale, trebuie indicat:
sin \u003d V t / V,
cos = V t /V.
Unghiul se află în intervalul de la 0 la 180.
Sistem centauri însorit sistem Adevărata mișcare în spațiuV
păcat = /,
cos = /
ţinând cont de semnele ambelor funcţii. Viteza spațială a unei stele rămâne practic neschimbată ca mărime și direcție de-a lungul multor secole. Prin urmare, cunoscând V și r a stelei în epoca actuală, se poate calcula epoca de cea mai apropiată apropiere a stelei de Soare și se poate determina pentru aceasta distanța r min, paralaxa, mișcarea adecvată, componentele vitezei spațiale și magnitudinea aparentă. Distanța până la stea în parsec este r = 1/, 1 parsec = 3,26 sv. al anului.
Z
Mișcarea sistemului
centauri
Pentru a judeca mișcările stelelor, ar trebui să găsim viteza Soarelui și să o excludem din vitezele observate ale stelelor.
Punctul de pe sfera cerească, către care este îndreptat vectorul viteză al Soarelui, se numește vârf solar, iar punctul opus se numește antiapex.
Vârful sistemului solar este situat în constelația Hercule, are coordonatele: = 270 , = +30 . În această direcție, Soarele se deplasează cu o viteză de aproximativ 20 km/s, în raport cu stelele aflate la cel mult 100 ps de el. În timpul anului, Soarele parcurge 630.000.000 km, sau 4,2 UA.
Rotația galaxiei
Dacă un grup de stele se mișcă cu aceeași viteză, atunci fiind pe una dintre aceste stele, este imposibil să detectăm o mișcare comună. Situația este diferită dacă viteza se schimbă ca și cum un grup de stele s-ar fi deplasat în jurul unui centru comun. Atunci viteza stelelor mai apropiate de centru va fi mai mică decât a celor mai îndepărtate de centru. Vitezele radiale observate ale stelelor îndepărtate demonstrează o astfel de mișcare. Toate stelele, împreună cu Soarele, se deplasează perpendicular pe direcția către centrul galaxiei. Această mișcare este o consecință a rotației generale a Galaxiei, a cărei viteză variază în funcție de distanța de la centrul său (rotație diferențială).
Rotația Galaxy are următoarele caracteristici:
1. Apare în sensul acelor de ceasornic dacă priviți Galaxia de la polul ei nord, situat în constelația Coma Veronica.
2. Viteza unghiulară de rotație scade cu distanța de la centru.
3. Viteza liniară de rotație crește mai întâi cu distanța de la centru. Apoi, aproximativ la distanța Soarelui, atinge valoarea maximă de aproximativ 250 km/s, după care scade încet.
4. Soarele și stelele din vecinătatea lui fac o revoluție completă în jurul centrului Galaxiei în aproximativ 230 de milioane de ani. Această perioadă de timp se numește an galactic.
Întrebări de test:
Care este mișcarea corectă a stelelor?
Cum este detectată mișcarea corectă a stelelor?
Care stea are cea mai mare mișcare proprie?
Ce formulă este folosită pentru a calcula mișcarea adecvată a unei stele?
În ce componente este descompusă viteza spațială a unei stele?
Cum se numește punctul de pe sfera cerească spre care se deplasează soarele?
În ce constelație se află vârful?
Cât de repede se mișcă soarele în raport cu stelele din apropiere?
Cât de departe călătorește soarele într-un an?
Care sunt caracteristicile rotației Galaxy?
Care este perioada de rotație a galaxiei?
Sarcini:
1. Viteza radială a stelei Betelgeuse 
= 21 km/s, mișcare adecvată= 0,032pe an și paralaxă R= 0,012. Determinați viteza totală în spațiu a stelei în raport cu Soarele și unghiul format de direcția de mișcare a stelei în spațiu cu linia de vedere.
Răspuns:= 31.
2. Steaua 83 Hercule se află la o distanță de noi D= 100 pc, mișcarea proprie este = 0,12. Care este viteza tangențială a acestei stele?
Răspuns:57 km/s.
3. Mișcarea proprie a stelei lui Kaptein, situată la o distanță de 4 pc, este de 8,8 pe an, iar viteza radială este de 242 km/s. Determinați viteza spațială a stelei.
Răspuns: 294 km/s.
4. La ce distanță minimă se va apropia de noi steaua 61 Cygnus dacă paralaxa acestei stele este de 0,3 și propria sa mișcare este de 5,2. Steaua se îndreaptă spre noi cu o viteză radială de 64 km/s.
Răspuns:2,6 buc.
Literatură:
1. Calendarul astronomic. parte permanentă. M., 1981.
2. Kononovich E.V., Moroz V.I. Curs de astronomie generala. M., Editorial URSS, 2004.
3. Efremov Yu.N. În adâncurile universului. M., 1984.
4. Tseevici V.P. Ce și cum să observăm pe cer. M., 1979.
PROPRIA MIȘCARE A UNEI STELE
PROPRIA MIȘCARE A UNEI STELE, mișcarea aparentă a unei stele pe SFERA CERULUI ca urmare a mișcării acesteia în raport cu Soarele. În cele mai multe cazuri, această mișcare este mai mică de 0,1 secunde de arc. BARNARD'S STAR are cea mai mare mișcare corectă (10,3 secunde de arc pe an). Mișcarea adecvată a unei stele este determinată prin compararea poziției stelei pe plăci fotografice luate pe o perioadă lungă de timp, de obicei egală cu ani sau decenii. Măsurători mult mai precise ale mișcării corecte a stelelor au fost obținute prin satelitul de măsurare Hipparchus.
Dicționar enciclopedic științific și tehnic.
Vezi ce este „PROPRIA MIȘCARE STAR” în alte dicționare:
Deplasarea unghiulară a unei stele în sfera cerească într-un an. Observat în apropierea stelelor din apropiere... Dicţionar enciclopedic mare
Deplasarea unghiulară a unei stele în sfera cerească într-un an. Observat în apropierea stelelor din apropiere. * * * PROPRIA MIȘCARE A UNEI STELE PROPRIA MIȘCARE A STELEI, deplasarea unghiulară a unei stele în sfera cerească pe an. Observat în apropierea stelelor din apropiere... Dicţionar enciclopedic
Deplasarea unghiulară a unei stele în sfera cerească într-un an. Observat în apropierea stelelor din apropiere... Științele naturii. Dicţionar enciclopedic
Mișcarea corectă se referă la schimbările în coordonatele stelelor de pe sfera cerească, cauzate de mișcarea relativă a stelelor și a sistemului solar. Ele nu includ modificări periodice cauzate de mișcarea Pământului în jurul Soarelui (paralaxa). Mai mult ... ... Wikipedia
Viteza mișcării unghiulare a unui obiect (stele) pe sfera cerească în raport cu un sistem de coordonate fix în spațiu. În practică, este determinată de o schimbare a poziției unei stele în raport cu stele sau galaxii mult mai îndepărtate. ...... Dicţionar astronomic
Vezi stelele... Dicţionar enciclopedic F.A. Brockhaus și I.A. Efron
De la vest la est. retrograd (invers) de la est la vest. stele mișcarea adecvată a unei stele în sfera cerească în raport cu stelele mai îndepărtate care o înconjoară... Dicţionar astronomic
Corpuri cerești luminoase fierbinți, asemănătoare cu Soarele. Stelele variază ca mărime, temperatură și luminozitate. În multe privințe, Soarele este o stea tipică, deși pare mult mai strălucitoare și mai mare decât toate celelalte stele, deoarece este situat mult mai aproape de ... ... Enciclopedia Collier
Ilustrația arată o vedere a stelei oblate Achernar cauzată de rotația sa rapidă. Rotația unei stele este mișcarea unghiulară a unei stele în jurul axei sale. Viteza de rotație poate fi măsurată prin deplasarea liniilor în spectrul său sau prin timp... Wikipedia
Articolul principal: Evoluția stelară Formarea stelelor este procesul prin care porțiunile dense ale norilor moleculari se prăbușesc într-o bilă de plasmă pentru a forma o stea. Evoluția unei stele începe într-un nor molecular gigant, numit și ...... Wikipedia
A.A.KISELEV
Universitatea de Stat din Sankt Petersburg
Introducere
Justificarea sistemului de coordonate inerțiale în astronomie
Descoperirea mișcărilor stelelor „fixe” aparține celebrului astronom englez Edmund Halley, care a descoperit în 1718 că unele stele strălucitoare din catalogul Hipparchus-Ptolemeu și-au schimbat vizibil pozițiile între alte stele. Aceștia erau Sirius, care se deplasase spre sud cu aproape un diametru și jumătate față de Luni, Arcturus - cu două diametre spre sud și Aldebaran, care se deplasase cu 1/4 din diametrul Lunii spre est. Modificările observate nu au putut fi atribuite erorilor de catalog ale lui Ptolemeu, care, de regulă, nu depășeau 6 "(1/5 din diametrul lunii). Descoperirea lui Halley în curând (1728) a fost confirmată de un alt astronom englez, James Bradley, care este mai cunoscut ca descoperitorul stelei anuale.În Tobias Mayer (1723-1762), Nicola Lacaille (1713-1762) și mulți alți astronomi până la Friedrich Bessel (1784-1846) au fost angajați în determinări ulterioare ale mișcărilor stelelor. , care a pus bazele sistemului fundamental modern al pozițiilor stelelor.
Este curios că a fost nevoie de aproape 2000 de ani pentru a distruge ideea predominantă a stelelor fixe pentru a începe să căutați și să găsiți mișcările stelelor. Această revoluție în astronomie a avut loc, desigur, datorită triumfului mecanicii newtoniene, care a stabilit legile mișcării corpurilor cerești, inclusiv a stelelor, despre care astronomii le cunoșteau deja în secolul al XVIII-lea ca fiind corpuri asemănătoare Soarelui. Dar principalul interes pentru astronomii din acea vreme a fost Luna (pentru navigație), planetele și Pământul ca planetă. Mecanica newtoniană a creat condițiile unui studiu riguros din punct de vedere matematic al mișcărilor acestor corpuri, a rămas doar să se găsească un sistem de coordonate care să poată fi recunoscut ca în repaus sau într-o stare de mișcare rectilinie uniformă, adică un sistem de coordonate inerțial care să satisfacă Prima lege a lui Newton, un astfel de sistem de coordonate căruia îi este ușor și pur și simplu ar fi posibil să-i atribuim toate mișcările observate ale Lunii, planetelor și Pământului. Un astfel de sistem de coordonate, s-ar părea, a fost întruchipat de stele „fixe”. Și astfel astronomii au început să determine coordonatele sferice ale stelelor, referindu-le la sistemul ecuatorial, unde planul principal este considerat un plan paralel cu ecuatorul Pământului, iar echinocțiul de primăvară servește ca punct de plecare pentru longitudini (ascensiuni drepte) . Dezvoltarea tehnologiei instrumentale și priceperea observatorilor (J. Bradley, T. Mayer) au contribuit la o îmbunătățire bruscă a preciziei determinării coordonatelor stelelor din sistemul ecuatorial. Pe baza unor astfel de observații, au fost întocmite primele cataloage ale pozițiilor unui anumit număr de stele selectate. Precizia pozițiilor stelelor în aceste cataloage deja în secolul al XVIII-lea s-a apropiat de 1 ", iar în secolul al XIX-lea a crescut considerabil. motivele și natura modificărilor coordonatelor stelelor se refereau la sistemul de coordonate ecuatoriale - la cadrul de referință dat de rotația liberă a Pământului, care se învârte în jurul Soarelui și se confruntă cu perturbații de la Lună și planete. Aceste modificări ale coordonatelor: 1) fenomenul de precesiune, care era cunoscut anticilor drept " 2) fenomenul de nutație, care a fost descoperit de Bradley.Ambele aceste fenomene, împreună cu aberația, au fost urmărite și studiate în detaliu de mai multe generații de astronomi în secolele al XVIII-lea și al XIX-lea, începând cu Bradley și terminând cu Bessel. Ca urmare, valorile numerice a constantelor și aberațiilor, adică acele cantități care sunt în prezent fac parte din lista așa-numitelor constante fundamentale ale astronomiei. Astfel, s-au creat toate condițiile pentru trecerea de la coordonatele vizibile (instantanee) ale stelelor la coordonatele legate de un sistem constant (oprit) de axe, care poate fi considerat inerțial cu o bună aproximare. În limbajul astronomilor - mecanica cerească - această tranziție se numește transformarea de la pozițiile aparente ale stelelor la pozițiile lor medii în sistemul ecuatorului și echinocțiului unei epoci date. Această transformare a fost fundamentată în detaliu și expusă în lucrarea fundamentală a lui Bessel „Fundamenta astronomiae” din 1818, care își păstrează încă semnificația. Justificarea sistemului de coordonate inerțiale în astronomie a creat condițiile necesare pentru determinarea și studierea mișcărilor reale ale corpurilor cerești, inclusiv stelelor, în lumea stelară din jurul Pământului.
Mișcările corecte ale stelelor
Mișcări adecvate meridianului
Ideea acestui proiect a fost exprimată simultan în anii 1930 de astronomul american Wright și B.V. Numerov în URSS. Conform acestei idei, s-a propus să se determine mișcările proprii fotografice ale stelelor direct în raport cu nebuloasele extragalactice (galaxii). Americanii intenționau să folosească imaginile galaxiilor ca stele de referință, în timp ce astronomii sovietici - doar ca stele de control în procesul de absolutizare. Având în vedere îndepărtarea extremă a galaxiilor (majoritatea galaxiilor observate se află la mai mult de 10 6 pc distanță de Galaxia noastră), mișcările lor proprii pot fi neglijate, care sunt mult mai mici de 0,001 "/an. Prin urmare, mișcările proprii fotografice ale stelele determinate în raport cu galaxiile pot fi considerate absolute și din comparație cu mișcările proprii meridiane ale acelorași stele, verificați dacă mișcările proprii meridiane ale stelelor satisfac condiția inerțială, adică dacă sunt corect derivate.
Mișcarea corectă și vitezele radiale ale stelelor. Viteze deosebite ale stelelor și ale Soarelui în galaxie. Rotația galaxiei.
O comparație a coordonatelor ecuatoriale ale acelorași stele, determinate la intervale semnificative de timp, a arătat că a și d se modifică în timp. O parte semnificativă a acestor schimbări este cauzată de precesiune, nutație, aberație și paralaxa anuală. Dacă excludem influența acestor cauze, atunci modificările sunt reduse, dar nu dispar complet. Deplasarea rămasă a stelei pe sfera cerească pe an se numește mișcarea proprie a stelei m. Se exprimă în secunde. arcuri pe an.
Mișcările adecvate sunt diferite pentru diferite stele ca mărime și direcție. Doar câteva zeci de stele au mișcări adecvate mai mari de 1” pe an. Steaua „zburătoare” a lui Barnard are cea mai mare mișcare proprie cunoscută m = 10”,27. Majoritatea stelelor au propria lor mișcare egală cu sutimi și miimi de secundă de arc pe an.
Pe perioade lungi de timp, egale cu zeci de mii de ani, tiparele constelațiilor se schimbă foarte mult.
Mișcarea corespunzătoare a stelei are loc de-a lungul unui arc de cerc mare cu o viteză constantă. Ascensiunea dreaptă se modifică cu valoarea m a , numită mișcare propriu-zisă de ascensiune dreaptă, iar declinarea cu valoarea m d , numită mișcare de declinare proprie.
Mișcarea proprie a stelei se calculează cu formula:
m = r(m a 2 + m d 2).
Dacă se cunoaște mișcarea corespunzătoare a stelei timp de un an și distanța până la ea r în parsecs, atunci nu este dificil să se calculeze proiecția vitezei spațiale a stelei pe planul imaginii. Această proiecție se numește viteza tangențială V t și se calculează prin formula:
V t \u003d m "r / 206265" ps / an \u003d 4,74 m r km / s.
pentru a afla viteza spațială V a unei stele, este necesar să se cunoască viteza sa radială V r , care este determinată din deplasarea Doppler a liniilor din spectrul stelei. Deoarece V t și V r sunt reciproc perpendiculare, viteza spațială a stelei este:
V = r(V t 2 + V r 2).
Cele mai rapide stele sunt variabilele RR Lyrae. Viteza lor medie în raport cu Soarele este de 130 km/s. Cu toate acestea, aceste stele se mișcă împotriva rotației Galaxiei, astfel încât viteza lor este mică (250 -130 = 120 km/s). Stele foarte rapide, cu viteze de aproximativ 350 km/s față de centrul Galaxiei, nu sunt observate, deoarece viteza de 320 km/s este suficientă pentru a părăsi câmpul gravitațional al Galaxiei sau pentru a se roti pe o orbită foarte alungită.
Cunoașterea mișcărilor adecvate și a vitezelor radiale ale stelelor ne permite să judecăm mișcările stelelor în raport cu Soarele, care se mișcă și în spațiu. Prin urmare, mișcările observate ale stelelor sunt compuse din două părți, dintre care una este o consecință a mișcării Soarelui, iar cealaltă este mișcarea individuală a stelei.
Pentru a judeca mișcările stelelor, ar trebui să găsim viteza Soarelui și să o excludem din vitezele observate ale stelelor.
Punctul de pe sfera cerească către care este îndreptat vectorul viteză al Soarelui se numește vârf solar, iar punctul opus se numește antiapex.
Vârful sistemului solar este situat în constelația Hercule, are coordonatele: a = 270 0 , d = +30 0 . În această direcție, Soarele se mișcă cu o viteză de aproximativ 20 km/s, în raport cu stelele situate la cel mult 100 ps de el. În timpul anului, Soarele parcurge 630.000.000 km, sau 4,2 UA.
Dacă un grup de stele se mișcă cu aceeași viteză, atunci fiind pe una dintre aceste stele, este imposibil să detectăm o mișcare comună. Situația este diferită dacă viteza se schimbă ca și cum un grup de stele s-ar fi deplasat în jurul unui centru comun. Atunci viteza stelelor mai apropiate de centru va fi mai mică decât a celor mai îndepărtate de centru. Vitezele radiale observate ale stelelor îndepărtate demonstrează o astfel de mișcare. Toate stelele, împreună cu Soarele, se deplasează perpendicular pe direcția către centrul galaxiei. Această mișcare este o consecință a rotației generale a Galaxiei, a cărei viteză variază în funcție de distanța de la centrul său (rotație diferențială).
Rotația Galaxy are următoarele caracteristici:
1. Apare în sensul acelor de ceasornic dacă priviți Galaxia de la polul ei nord, situat în constelația Coma Veronica.
2. Viteza unghiulară de rotație scade cu distanța de la centru.
3. Viteza liniară de rotație crește mai întâi cu distanța de la centru. Apoi, aproximativ la distanța Soarelui, atinge valoarea maximă de aproximativ 250 km/s, după care scade încet.
4. Soarele și stelele din vecinătatea lui fac o revoluție completă în jurul centrului Galaxiei în aproximativ 230 de milioane de ani. Această perioadă de timp se numește an galactic.
24.2 Populații stelare și subsisteme galactice.
Stelele situate în apropierea Soarelui sunt foarte strălucitoare și aparțin populației de tip I. se găsesc de obicei în regiunile exterioare ale galaxiei. Stelele situate departe de Soare, situate în apropierea centrului Galaxiei și în coroană aparțin tipului II de populație. Împărțirea stelelor în populații a fost efectuată de Baade când a studiat Nebuloasa Andromeda. Cele mai strălucitoare stele ale populației I sunt albastre și au magnitudini absolute de până la -9 m, în timp ce cele mai strălucitoare stele ale populației II sunt roșii cu abs. -3 m. În plus, populația I se caracterizează printr-o abundență de gaz și praf interstelar, care sunt absente în populația II.
O împărțire detaliată a stelelor din galaxie în populații include 6 tipuri:
1. Populația extremă I – include obiectele conținute în ramuri spiralate. Aceasta include gazul interstelar și praful concentrat în brațele spiralate din care se formează stelele. Vedetele acestei populații sunt foarte tinere. Vârsta lor este de 20 - 50 de milioane de ani. Regiunea de existență a acestor stele este limitată de un strat galactic subțire: un inel cu o rază interioară de 5000 ps, o rază exterioară de 15.000 ps și o grosime de aproximativ 500 ps.
Aceste stele includ stele de tipuri spectrale de la O la B2, supergiganți de tipuri spectrale târzii, stele de tip Wolf-Rayet, stele cu emisie de clasa B, asociații stelare, variabile de tip T Tauri.
2. Vedetele populației obișnuite I sunt puțin mai în vârstă, vârsta lor este de 2-3 ani spațiali. S-au îndepărtat de brațele spirale și sunt adesea localizate în apropierea planului central al Galaxiei.
Acestea includ stele din subclasele de la B3 la B8 și stele normale din clasa A, res. clustere cu stele din aceleași clase, stele din clasa A la F cu linii metalice puternice, supergiganți roșu mai puțin strălucitor.
3. Stele ale populației de disc. Vârsta lor este de la 1 la 5 miliarde de ani; 5-25 de ani spațiali. Aceste stele includ Soarele. Această populație include multe stele observabile scăzute situate la 1000 ps de planul central în centura galactică, cu o rază interioară de 5000 ps și o rază exterioară de 15.000 ps. Aceste stele includ giganți obișnuiți ai claselor de la G la K, stele din secvența principală a claselor de la G la K, variabile cu perioade lungi cu perioade mai mari de 250 de zile, variabile semi-regulare, nebuloase planetare, stele noi, grupuri deschise vechi.
4. Stelele din populația intermediară II includ obiecte situate la distanțe mai mari de 1000 pc de fiecare parte a planului central al galaxiei. Aceste stele se rotesc pe orbite alungite. Acestea includ majoritatea stelelor vechi, cu o vârstă de 50 până la 80 de ani cosmici, stele cu viteze mari, cu linii slabe, variabile cu perioade lungi cu perioade de la 50 la 250 de zile, cefeide de tip W Fecioară, variabile RR Lyrae, albe. pitici, clustere globulare .
5. Populația coroanei galactice. includ obiecte care au apărut în etapele incipiente ale evoluției Galaxiei, care la acea vreme era mai puțin plană decât este acum. Aceste obiecte includ subpitici, clustere globulare coronale, stele RR Lyrae, stele cu linii extrem de slabe și stele cu cele mai mari viteze.
6. Stelele populației de bază includ cele mai puțin cunoscute obiecte. În spectrele acestor stele observate în alte galaxii, liniile de sodiu sunt puternice, iar benzile de cianuri (CN) sunt intense. Acestea pot fi pitici de clasa M. Astfel de obiecte includ stelele RR Lyrae, stele globulare. clustere bogate în metale, nebuloase planetare, pitici de clasă M, stele gigantice de clasă G și M cu benzi puternice de cianură, obiecte în infraroșu.
Cele mai importante elemente ale structurii galaxiei sunt clusterul central, brațele spiralate și discul. Clusterul central al Galaxiei ne este ascuns de materia întunecată opac. Jumătatea sa sudică este cel mai bine văzută ca un nor de stea strălucitor în constelația Săgetător. În razele infraroșii, este posibil să se observe a doua jumătate. Aceste jumătăți sunt separate de o bandă puternică de materie praf, care este opac chiar și la razele infraroșii. Dimensiunile liniare ale clusterului central sunt de 3 pe 5 kiloparsecs.
Regiunea Galaxy la o distanță de 4-8 kpc de centru se distinge printr-o serie de caracteristici. Conține cel mai mare număr de pulsari și rămășițe de gaze de la exploziile supernovei, emisii radio intense netermice, iar stelele O și B tinere și fierbinți sunt mai frecvente. În această zonă există nori moleculari de hidrogen. În materia difuză a acestei regiuni, concentrația razelor cosmice este crescută.
La o distanță de 3-4 kpc de centrul Galaxiei, metodele de radioastronomie au descoperit un manșon de hidrogen neutru cu o masă de aproximativ 100.000.000 de mase solare, extinzându-se cu o viteză de aproximativ 50 km/s. pe cealaltă parte a centrului, la o distanță de aproximativ 2 kpc, se află un manșon cu o masă de 10 ori mai mică, care se îndepărtează de centru cu o viteză de 135 km/s.
În regiunea centrului sunt mai mulți nori de gaz cu mase de 10.000 - 100.000 de mase solare, îndepărtându-se cu o viteză de 100 - 170 km/s.
Regiunea centrală cu o rază mai mică de 1 kpc este ocupată de un inel de gaz neutru, care se rotește cu o viteză de 200 km/s în jurul centrului. În interiorul acestuia, există o vastă regiune H II în formă de disc, cu un diametru de aproximativ 300 ps. În regiunea centrului se observă radiații non-termice, ceea ce indică o creștere a concentrației razelor cosmice și a intensității câmpurilor magnetice.
Totalitatea fenomenelor observate în regiunile centrale ale Galaxiei indică posibilitatea ca în urmă cu mai bine de 10.000.000 de ani, nori de gaz cu o masă totală de aproximativ 10.000.000 de mase solare și o viteză de aproximativ 600 km/s să fi fost ejectați din centrul Galaxiei. .
În constelația Săgetător, în apropierea centrului galaxiei, există mai multe surse puternice de radiații radio și infraroșii. Unul dintre ei - Săgetător-A este situat chiar în centrul Galaxiei. Este înconjurat de un nor molecular inelar cu o rază de 200 ps, care se extinde cu o viteză de 140 km/s. În regiunile centrale, există un proces activ de formare a stelelor.
În centrul galaxiei noastre, există cel mai probabil un nucleu, asemănător unui grup de stele globulare. receptoarele infraroșu au detectat acolo un obiect eliptic cu dimensiuni de 10 ps. Poate conține un grup de stele dens cu un diametru de 1 ps. Poate fi, de asemenea, un obiect de natură relativistă necunoscută.
24.3 Structura în spirală a galaxiei.
Natura structurii spiralate a Galaxiei este asociată cu undele de densitate spirală care se propagă în discul stelar. Aceste unde sunt asemănătoare undelor sonore, dar datorită rotației, ele capătă aspectul unor spirale. Mediul în care se propagă aceste unde constă nu numai din materie interstelară gaz-praf, ci și din stelele înseși. Stelele formează, de asemenea, un fel de gaz, care diferă de cel obișnuit prin faptul că nu există ciocniri între particulele sale.
O undă de densitate spirală, ca o undă longitudinală obișnuită, este o alternanță de densificare și rarefacție succesivă a Mediului. Spre deosebire de gaze și stele, modelul spiralat al undelor se rotește în aceeași direcție cu întreaga Galaxie, dar vizibil mai lent și cu o viteză unghiulară constantă, ca un corp solid.
Prin urmare, substanța ajunge constant din urmă cu ramurile spiralate din interior și trece prin ele. Cu toate acestea, pentru stele și gaz, această trecere prin brațele spiralate are loc în moduri diferite. Stelele, ca și gazele, se condensează într-o undă spirală, concentrația lor crește cu 10 - 20%. În consecință, crește și potențialul gravitațional. Dar, deoarece nu există ciocniri între stele, ele păstrează impulsul, își schimbă ușor calea în brațul spiralei și ies din el în aproape aceeași direcție în care au intrat.
Gazul se comportă diferit. Din cauza coliziunilor, intrând în braț, acesta își pierde impulsul, încetinește și începe să se acumuleze la limita interioară a brațului. Noile porțiuni de gaz care se apropie duc la formarea unei unde de șoc cu o diferență mare de densitate în apropierea acestei limite. Ca urmare, în apropierea brațelor spiralate se formează margini de etanșare cu gaze și apare instabilitatea termică. Gazul devine rapid opac, se răcește și trece într-o fază densă, formând complexe gaz-praf favorabile formării stelelor. Stelele tinere și fierbinți excită strălucirea gazului, care dă naștere unor nebuloase strălucitoare, care, împreună cu stelele fierbinți, conturează o structură spirală care repetă unda de densitate spirală în discul stelar.
Structura spirală a galaxiei noastre a fost studiată prin examinarea altor galaxii spirale. Studiile au arătat că brațele spiralate ale galaxiilor învecinate sunt compuse din giganți fierbinți, supergiganți, praf și gaz. Dacă eliminați aceste obiecte, ramurile spiralate vor dispărea. Stelele roșii și galbene umplu uniform zonele din și dintre ramuri.
Pentru a clarifica structura spirală a galaxiei noastre, trebuie să observăm giganții fierbinți, praful și gazele. Este destul de dificil să faci asta, deoarece Soarele se află în planul Galaxiei și diferite ramuri spiralate sunt proiectate una peste alta. Metodele moderne nu permit determinarea cu precizie a distanțelor până la uriașii îndepărtați, ceea ce face dificilă crearea unei imagini spațiale. În plus, în planul Galaxiei se află mase mari de praf cu structură neomogenă și densități diferite, ceea ce face și mai dificilă studierea obiectelor îndepărtate.
Mari speranțe sunt date de studiul hidrogenului la o lungime de undă de 21 cm. Cu ajutorul lor, este posibil să se măsoare densitatea hidrogenului neutru în diverse locuri din Galaxie. Această lucrare a fost realizată de astronomii olandezi Holst, Muller, Oort și alții.În rezultat, s-a obținut o imagine a distribuției hidrogenului, care a conturat contururile structurii spiralate a Galaxiei. Hidrogenul se găsește în cantități mari în apropierea stelelor tinere fierbinți, care determină structura brațelor spiralate. Radiația hidrogenului neutru are lungime de undă lungă, este în domeniul radio, iar pentru aceasta materia prăfuită interstelară este transparentă. Radiația de 21 de centimetri provine din cele mai îndepărtate regiuni ale galaxiei fără distorsiuni.
Galaxia este în continuă schimbare. Aceste schimbări sunt lente și treptate. Ele sunt greu de detectat de către cercetători, deoarece viața umană este foarte scurtă în comparație cu viața stelelor și galaxiilor. Revenind la evoluția cosmică, trebuie să alegem o unitate de timp foarte lungă. O astfel de unitate este anul cosmic, adică. timpul necesar soarelui pentru a finaliza o revoluție în jurul centrului galaxiei. Este egal cu 250 de milioane de ani pământeni. Stelele Galaxiei sunt în mod constant amestecate și într-un an cosmic, mișcându-se chiar și cu o viteză mică de 1 km/s una față de alta, două stele se vor îndepărta cu 250 ps. În acest timp, unele grupuri stelare se pot despărți, în timp ce altele se pot forma din nou. Aspectul Galaxy se va schimba dramatic. Pe lângă modificările mecanice, starea fizică a Galaxiei se schimbă în timpul anului cosmic. Stelele din clasele O și B pot străluci puternic doar pentru o perioadă egală cu o anumită parte a anului cosmic. Vârsta celor mai strălucitori giganți observabili este de aproximativ 10 milioane de ani. Cu toate acestea, în ciuda acestui fapt, configurația brațelor elicoidale poate rămâne destul de stabilă. Unele stele vor părăsi aceste regiuni, altele vor ajunge în locul lor, unele stele vor muri, altele se vor naște dintr-o masă uriașă de complexe gaz-praf de ramuri spiralate. Dacă distribuția pozițiilor și mișcărilor obiectelor într-o galaxie nu suferă modificări mari, atunci acest sistem stelar se află într-o stare de echilibru dinamic. Pentru un anumit grup de stele, starea de echilibru dinamic poate fi menținută timp de 100 de ani cosmici. Cu toate acestea, pe o perioadă mai lungă egală cu mii de cosm. ani, starea de echilibru dinamic va fi perturbată din cauza trecerilor apropiate aleatorii ale stelelor. Ea va fi înlocuită de o stare de echilibru statistic cvasipermanentă dinamic, mai stabilă, în care stelele sunt mai bine amestecate.
25. Astronomie extragalactică.
25.1 Clasificarea galaxiilor și distribuția lor spațială.
Căutătorii francezi de comete Messier și Masham au întocmit în 1784 un catalog de obiecte nebuloase observate pe cer cu ochiul liber sau prin telescop, pentru a nu le confunda cu cometele care sosesc în lucrările viitoare. Obiectele catalogului Messier s-au dovedit a fi de cea mai diversă natură. Unele dintre ele - clustere de stele și nebuloase - aparțin galaxiei noastre, cealaltă parte - obiecte mai îndepărtate și sunt aceleași sisteme stelare ca și galaxia noastră. Înțelegerea adevăratei naturi a galaxiilor nu a venit imediat. Abia în 1917, Ritchie și Curtis, observând o supernova în galaxia NGC 224, au calculat că se află la o distanță de 460.000 ps, i.e. de 15 ori diametrul galaxiei noastre, ceea ce înseamnă mult dincolo de granițele sale. Problema a fost clarificată în cele din urmă în 1924-1926, când E. Hubble, folosind un telescop de 2,5 metri, a obținut fotografii ale Nebuloasei Andromeda, unde ramurile spirale s-au descompus în stele individuale.
Astăzi se cunosc o mulțime de galaxii, situate la o distanță de la noi de la sute de mii la miliarde de ani lumină. ani.
Multe galaxii sunt descrise și catalogate. Cel mai des folosit este Noul Catalog General Dreyer (NGC). Fiecare galaxie are propriul său număr. De exemplu, Nebuloasa Andromeda este desemnată NGC 224.
Observarea galaxiilor a arătat că acestea sunt foarte diverse ca formă și structură. În aparență, galaxiile sunt împărțite în eliptice, spirale, lenticulare și neregulate.
galaxii eliptice(E) au forma de elipse în fotografii fără margini ascuțite. Luminozitatea crește treptat de la periferie spre centru. Structura internă este de obicei absentă. Aceste galaxii sunt construite din giganți roșii și galbeni, pitice roșii și galbene, un anumit număr de stele albe de luminozitate scăzută, adică. în cea mai mare parte din stele populației de tip II. Nu există supergiganți alb-albastru, care de obicei creează structura brațelor spiralate. În exterior, galaxiile eliptice diferă prin compresie mai mare sau mai mică.
Indicatorul de compresie este valoarea
ușor de găsit dacă semiaxele mari a și b mici sunt măsurate în fotografie. Indicele de compresie este adăugat după litera care indică forma galaxiei, de exemplu, E3. S-a dovedit că nu există galaxii foarte comprimate, deci cel mai mare indicator este 7. O galaxie sferică are un indicator de 0.
Evident, galaxiile eliptice au forma geometrică a unui elipsoid de revoluție. E. Hubble a pus problema dacă varietatea formelor observate este o consecință a orientării diferite a galaxiilor la fel de oblate în spațiu. Această problemă a fost rezolvată matematic și s-a obținut răspunsul că în componența clusterelor de galaxii se găsesc cel mai des galaxii cu indicele de compresie de 4, 5, 6, 7 și aproape că nu există galaxii sferice. Iar în afara clusterelor se găsesc aproape doar galaxii cu exponenții 1 și 0. Galaxiile eliptice din clustere sunt galaxii gigantice, iar în afara clusterelor sunt galaxii pitice.
galaxii spirale(S). Au o structură sub formă de ramuri spiralate care ies din miezul central. Ramurile ies în evidență pe un fundal mai puțin luminos datorită faptului că conțin cele mai fierbinți stele, grupuri tinere, nebuloase gazoase luminoase.
Edwin Hubble a împărțit galaxiile spirale în subclase. Măsura este gradul de dezvoltare a ramurilor și dimensiunea nucleului galaxiei.
În galaxiile Sa, ramurile sunt strâns răsucite și relativ netede și slab dezvoltate. Nucleele sunt întotdeauna mari, de obicei aproximativ jumătate din dimensiunea observată a întregii galaxii. Galaxiile din această subclasă sunt cel mai asemănătoare cu cele eliptice. De obicei, există două ramuri care ies din părți opuse ale nucleului, dar rareori sunt mai multe.
În galaxiile Sb, brațele spiralate sunt vizibil dezvoltate, dar nu au ramificații. Nucleul este mai mic decât clasa anterioară. Galaxiile de acest tip au adesea multe brațe spiralate.
Galaxiile cu ramuri foarte dezvoltate care se împart în mai multe brațe și un nucleu mic în comparație cu acestea aparțin tipului Sc.
În ciuda varietății de aspect, galaxiile spirale au o structură similară. În ele pot fi distinse trei componente: un disc stelar, a cărui grosime este de 5-10 ori mai mică decât diametrul galaxiei, o componentă sferoidă și o componentă plată, care este de câteva ori mai mică ca grosime decât discul. Componenta plată include gaz interstelar, praf, stele tinere și ramuri spiralate.
Raportul de compresie al galaxiilor spirale este întotdeauna mai mare de 7. În același timp, galaxiile eliptice sunt întotdeauna mai mici de 7. Acest lucru indică faptul că o structură spirală nu se poate dezvolta în galaxiile slab comprimate. Pentru ca acesta să apară, sistemul trebuie să fie puternic comprimat.
Este dovedit că o galaxie puternic comprimată nu poate deveni slab comprimată în timpul evoluției, precum și invers. Aceasta înseamnă că galaxiile eliptice nu se pot transforma în galaxii spiralate, iar cele spiralate în eliptice. Comprimarea diferită se datorează unor cantități diferite de rotație a sistemelor. Acele galaxii care au primit o cantitate suficientă de rotație în timpul formării au luat o formă foarte comprimată, ramuri spiralate s-au dezvoltat în ele.
Există galaxii spirale în care nucleul este situat în mijlocul unei bare drepte și ramurile spiralate încep doar la capetele acestei bare. Astfel de galaxii sunt denumite SBa, SBb, SBc. Adăugarea literei B indică prezența unui jumper.
galaxii lenticulare(S0). În exterior asemănătoare cu eliptica, dar au un disc stelar. Ele sunt similare ca structură cu galaxiile spirale, dar diferă de ele prin absența unei componente plate și a brațelor spiralate. Galaxiile lenticulare diferă de galaxiile spirale marginale prin absența unei benzi de materie întunecată. Schwarzschild a propus o teorie conform căreia galaxiile lenticulare se pot forma din galaxiile spirale în procesul de îndepărtare a materiei gazoase și a prafului.
Galaxii neregulate(ir). Au un aspect asimetric. Nu au ramuri spiralate, iar stelele fierbinți și materia gazoasă-praf sunt concentrate în grupuri separate sau împrăștiate pe tot discul. Există o componentă sferoidă cu luminozitate scăzută. Aceste galaxii se caracterizează printr-un conținut ridicat de gaz interstelar și stele tinere.
Forma neregulată a galaxiei se poate datora faptului că nu a avut timp să ia forma corectă din cauza densității scăzute a materiei din ea sau din cauza vârstei sale fragede. O galaxie poate deveni, de asemenea, neregulată din cauza distorsiunii de formă ca urmare a interacțiunii cu o altă galaxie.
Galaxiile neregulate sunt împărțite în două subtipuri.
Subtipul Ir I se caracterizează prin luminozitate ridicată a suprafeței și complexitate a structurii neregulate. În unele galaxii de acest subtip, se găsește o structură spirală distrusă. Astfel de galaxii apar adesea în perechi.
Subtipul Ir II se caracterizează prin luminozitate scăzută a suprafeței. Această proprietate interferează cu detectarea unor astfel de galaxii și sunt cunoscute doar câteva. Luminozitatea scăzută a suprafeței indică o densitate stelară scăzută. Aceasta înseamnă că aceste galaxii trebuie să treacă foarte încet de la o formă neregulată la una obișnuită.
În iulie 1995, a fost realizat un studiu asupra telescopului spațial. Hubble pentru a căuta galaxii albastre slabe neregulate. S-a dovedit că aceste obiecte, situate la distanțe de noi la distanțe de la 3 la 8 miliarde de ani lumină, sunt cele mai comune. Cele mai multe dintre ele au o culoare albastră extrem de saturată, ceea ce indică faptul că trec activ în procesul de formare a stelelor. La distanțe apropiate corespunzătoare Universului modern, aceste galaxii nu apar.
Galaxiile sunt mult mai diverse decât speciile considerate, iar această diversitate se referă la forme, structuri, luminozitate, compoziție, densitate, masă, spectru, caracteristici de radiație.
Putem distinge următoarele tipuri morfologice de galaxii, abordându-le din diferite puncte de vedere.
Sisteme amorfe, fără structură- inclusiv galaxiile E și majoritatea S0. Nu au sau aproape deloc materie difuză și giganți fierbinți.
galaxiile Haro- mai albastru decât celelalte. Multe dintre ele au linii înguste, dar luminoase în spectru. Poate sunt foarte bogate în gaze.
galaxiile Seyfert- tipuri diferite, dar caracteristice unei lățimi foarte mari de linii de emisie puternice în spectrele lor.
Quazari- surse radio cvasistelare, QSS, care nu se pot distinge ca aspect de stele, dar emit unde radio, precum cele mai puternice galaxii radio. Ele sunt caracterizate printr-o culoare albăstruie și linii luminoase în spectru care au o deplasare uriașă spre roșu. Galaxiile supergigant sunt superioare ca luminozitate.
Quazagi- Galaxii quasi-stelare QSG - diferă de quasari prin absența unei emisii radio puternice.
