A. A. KISELEV
Universitatea de Stat din Sankt Petersburg
Introducere
Justificarea sistemului de coordonate inerțiale în astronomie
Descoperirea mișcării stelelor „fixe” îi 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 au fost Sirius, deplasat la sud cu aproape un diametru și jumătate de Lună, Arcturus - cu două diametre la sud și Aldebaran, deplasat cu 1/4 din diametrul Lunii la est. Modificările observate nu au putut fi puse pe seama erorilor din catalogul Ptolemeu, care nu depășea, de regulă, 6 "(1/5 din diametrul lunii). Descoperirea lui Halley a fost în curând (1728) confirmată de un alt astronom englez, James Bradley. , care este mai bine cunoscut ca descoperitorul stelelor anuale.Tobias Meyer (1723-1762), Nicola Lacaille (1713-1762) și mulți alți astronomi până la Friedrich Bessel (1784-1846), care a pus bazele sistemului fundamental modern. a pozițiilor stelare, au fost implicați în continuare în determinarea mișcărilor stelelor.
În mod curios, a fost nevoie de aproape 2.000 de ani pentru a distruge conceptul stabilit de stele fixe pentru a începe să caute și să găsească mișcarea stelelor. Această revoluție în astronomie s-a produs, desigur, datorită triumfului mecanicii newtoniene, care a stabilit legile mișcării corpurilor cerești, inclusiv a stelelor, despre care astronomii știau deja în secolul al XVIII-lea că sunt corpuri asemănătoare Soarelui. Dar principalul interes pentru astronomii din acea vreme era 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 Newton. prima lege, un astfel de sistem de coordonate căruia 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 paralel cu ecuatorul Pământului este luat ca plan principal, iar punctul echinocțiului de primăvară servește ca origine a longitudinilor (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 acestor observații, au fost întocmite primele cataloage ale pozițiilor unui număr de stele selectate. Precizia pozițiilor stelelor în aceste cataloage se apropia deja de 1 "în secolul al XVIII-lea, iar în secolul al XIX-lea a crescut considerabil. Diferența dintre coordonatele stelelor din cataloagele compilate și atribuite diferitelor epoci a relevat că sistemul adoptat a coordonatelor ecuatoriale este neinerțială.Mecanica newtoniană a făcut posibilă fundamentarea riguroasă a cauzelor și naturii modificărilor coordonatelor stelelor, raportate la sistemul de coordonate ecuatoriale - la cadrul de referință dat de rotația liberă a Pământului, care se rotește în jurul Soarele și se confruntă cu perturbări de la Lună și planete. Aceste modificări ale coordonatelor: 1) fenomenul de precesiune, care era cunoscut de antici drept „anticiparea echinocțiului”; 2) fenomenul de nutație, care a fost descoperit de Bradley. Ambele dintre 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 ale constantelor au fost determinate în mod fiabil, și aberații, adică acele valori 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 referitoare la 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 ecuatorial și echinocțiul unei epoci date. Această transformare a fost fundamentată în detaliu și conturată în lucrarea fundamentală a lui Bessel „Fundamenta astronomiae” din 1818, care își păstrează încă semnificația. Fundamentarea 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 adecvate ale stelelor
Mișcări adecvate meridianului
Ideea acestui proiect a fost exprimată simultan în anii 30 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, astronomii sovietici - doar ca stele de control în procesul de absolutizare. Datorită îndepărtării extreme a galaxiilor (majoritatea galaxiilor observate se află la mai mult de 10 6 pc distanță de Galaxia noastră), mișcările lor proprii, cu mult mai puțin de 0,001 "/an, pot fi neglijate. Prin urmare, mișcările proprii fotografice ale stelelor, determinată relativ la galaxii, poate fi considerată absolută prin comparație cu mișcările proprii meridiane ale acelorași stele, verificați dacă mișcările proprii meridiane ale stelelor satisfac condiția de inerție, adică dacă sunt corect derivate.
În urmă cu douăzeci de ani, cuvântul „stele” era adesea folosit împreună cu adjectivul „nemișcat”, păstrat din vechea opoziție a planetelor în mișcare față de stele „staționare”. Dar stelele se mișcă ca totul în natură. Termenul „nemișcat”, aparent, nu va mai găsi niciodată întrebuințare în astronomie. Adevărat, datorită îndepărtării mari a stelelor, deplasările lor aparente în sfera cerească sunt lente și necesită îndemânare și răbdare considerabile pentru a le detecta. Astronomii compară pozițiile stelelor pe două plăci fotografice, dintre care a doua a fost luată la mulți ani după prima. De obicei, perioada de timp depășește 20 de ani, iar de multe ori persoana care a scos a doua farfurie continuă munca începută de persoana care a scos prima farfurie. Împărțind deplasarea detectată a stelei, exprimată în secunde de arc, la numărul de ani care au trecut, se găsește așa-numita mișcare proprie a stelei - deplasarea unei stele în sfera cerească în secunde de arc pe an. , cauzată de mișcarea sa peste linia de vedere. Masa 5 este o listă de zece stele cu cea mai mare mișcare proprie. Desigur, toate aceste stele sunt aproape de Soare, altfel nu ar putea avea mișcări mari proprii.
Precizia determinării mișcării corecte a unei stele depinde în principal de timpul scurs între două imagini. Cu cât este mai mare, cu atât este mai mare precizia. Cele mai bune definiții au ajuns acum la o precizie de 0,001 pe an.
Vitezele stelelor de-a lungul liniei de vedere sunt de obicei de 20-30 km/s. Dacă viteza transversală este de 30 km/s, atunci se poate calcula că va da o deplasare de 0″, 001 pe an dacă distanța până la steaua are 6000 ps. Aceasta înseamnă că aceasta este distanța limită până la care este posibil să se detecteze cumva mișcarea unei stele de-a lungul liniei de vedere. Și pentru ca definiția să fie de încredere, trebuie să fie de cinci ori mai mare decât eroarea care a fost făcută în ea; Aceasta înseamnă că mișcările adecvate pot fi de încredere numai pentru stelele ale căror distanțe nu depășesc 1200 ps. Pentru stelele mai îndepărtate, acum nu există mijloace pentru a determina viteza lor pe linia de vedere. Dar viteza radială, adică acea parte a vitezei care este îndreptată spre noi sau departe de noi, poate fi măsurată.
Vitezele radiale ale stelelor au fost detectate prin studierea spectrelor lor. Dacă o sursă care propagă orice mișcare ondulatorie - lumină, unde radio, sunet etc. - se apropie de noi, atunci numărul undelor care ajung la noi pe unitatea de timp crește. Vom observa o creștere a frecvenței mișcării undei și, în consecință, o scaderea lungimii sale de unda... Îndepărtarea la fel
Tabelul 5. Zece stele cu cea mai mare mișcare proprie
| Numele stelei | Mișcare proprie | Distanța în parsecs |
| Steaua lui Barnard | 1011,27 | 1,8 |
| Steaua lui Capteuin. | 8,79 | 4,0 |
| L & Kyle 9352 bb ~ 37 ° 15492 | 6,87 | 3,7 |
| 6,09 | 4,8 | |
| 61 Lebedele | 5.22 | 3,4 |
| Lupul 389 | 4,84 | 2,5 |
| Laland 21185 | 4,78 | 2,5 |
| e indian | 4,67 | 3,4 |
| despre indian | 4,08 | 4,9 |
| și Centauri | 3,85 | 1,3 |
o sursă de mişcare ondulatorie va determina o scădere a frecvenţei oscilaţiilor şi o creştere a lor: lungimea de undă. Mărimea acestor modificări este proporțională cu viteza radială și este determinată de legea Doppler, adică de creșterea lungimii de undă DA, deoarece este legată de lungimea de undă însăși, deoarece viteza radială V a sursei de radiație O se raportează la viteza. de lumină c.
Pentru a determina viteza radială a unei stele, astronomii preiau pe aceeași placă spectrul stelei și spectrul elementelor (situate în laborator), ale căror linii sunt vizibile în spectrul stelei. Comparând poziția liniilor în spectrele obținute, este posibil să găsim modificarea lungimii de undă cauzată de viteza radială a stelei și apoi folosind egalitatea pentru a găsi această viteză radială. Dacă steaua se îndepărtează de noi și distanța ei crește, s-a convenit că viteza liniei de vedere este considerată pozitivă. În consecință, vitezele radiale ale stelelor care se deplasează spre noi sunt considerate negative.
Precizia determinării vitezelor radiale depinde de calitatea spectrelor, de cât de ascuțite și subțiri, liniile din ele sunt convenabile pentru măsurarea poziției. Pentru spectre cu linii ușor de măsurat, precizia poate ajunge la 0,1 km/s. Desigur, dacă spectrul este slab și liniile nu sunt ascuțite, precizia scade dramatic. Dar distanța obiectului nu afectează acuratețea determinării vitezei radiale, deoarece viteza radială în sine nu scade odată cu creșterea distanței. Prin urmare, indiferent cât de îndepărtat este obiectul, dacă este posibil să se obțină un spectru suficient de bun al acestuia, viteza radială poate fi determinată în mod fiabil.
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
Compararea coordonatelor ecuatoriale ale acelorași stele, determinate la intervale semnificative, a arătat că se modifică în timp. Multe dintre aceste modificări sunt cauzate de precesiune, nutație, aberație și paralaxa anuală. Dacă excludeți influența acestor motive, atunci modificările scad, dar nu dispar complet. Deplasarea rămasă a stelei în 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 plăci fotografice, surprinse 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 de mai mult de 1 ″ pe an. Steaua „zburătoare” a lui Barnard are cea mai mare mișcare proprie cunoscută = 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 o cantitate , numită mișcare propriu-zisă în ascensiune dreaptă, iar declinație - cu o cantitate , numită mișcare proprie în declinare.
Mișcarea proprie a unei stele se calculează cu formula:
E 
Dacă se cunoaște mișcarea adecvată a stelei timp de un an și distanța până la ea r în parsecs, atunci este ușor 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 și. Deoarece V t și V r sunt reciproc perpendiculare, viteza spațială a stelei este:
V = V t + V r ).
Pentru a determina V, trebuie indicat unghiul , căutat prin funcțiile sale:
sin = V t / V,
cos = V t / V.
Unghiul este în intervalul de la 0 la 180.
Sistem Centauri însorit sistem Adevărata mișcare în spațiuV
sin = / ,
cos = /
ţinând cont de semnele ambelor funcţii. Viteza spațială a unei stele timp de multe secole rămâne practic neschimbată ca mărime și direcție. Prin urmare, cunoscând V și r a stelei în epoca actuală, este posibil să se calculeze epoca celei mai apropiate apropieri a stelei de Soare și să se determine distanța r min, paralaxa, mișcarea proprie, componentele vitezei spațiale și magnitudinea aparentă pentru aceasta. 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 mișcării 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 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 trece 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 se detecteze mișcarea generală. Situația este diferită dacă viteza se schimbă ca și cum un grup de stele s-ar deplasa în jurul unui centru comun. Atunci viteza stelelor mai apropiate de centru va fi mai mică decât cea a celor mai îndepărtate de centru. Vitezele 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. Are loc în sensul acelor de ceasornic, dacă priviți Galaxia din partea polului său nord, situat în constelația Coma.
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, cam 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 control:
Care este mișcarea corectă a stelelor?
Cum este detectată propria mișcare a stelelor?
Care stea are cea mai mare mișcare proprie?
Care este formula pentru calcularea mișcării adecvate a unei stele?
Care sunt componentele vitezei spațiale ale unei stele?
Cum se numește punctul de pe sfera cerească în direcția în care se mișcă Soarele?
În ce constelație se află vârful?
Cât de repede se mișcă soarele în raport cu stelele din apropiere?
Care este distanța pe care o parcurge 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 proprie = 0,032 pe 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 mișcarea sa proprie 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. Partea permanenta. M., 1981.
2. Kononovich E.V., Moroz V.I. Curs de Astronomie Generală. 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.
Mișcarea corespunzătoare și vitezele radiale ale stelelor. Viteze deosebite ale stelelor și ale Soarelui în galaxie. Rotația galaxiei.
Compararea coordonatelor ecuatoriale ale acelorași stele, determinate la intervale semnificative, a arătat că a și d se modifică în timp. Multe dintre aceste modificări sunt cauzate de precesiune, nutație, aberație și paralaxa anuală. Dacă excludeți influența acestor motive, atunci modificările scad, dar nu dispar complet. Deplasarea rămasă a stelei în sfera cerească timp de un 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 propriile mișcări de mai mult de 1 "pe an. Cea mai mare mișcare proprie cunoscută pentru steaua „zburătoare” a lui Barnard este 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 o cantitate m a, numită mișcare propriu-zisă în ascensiune dreaptă, iar declinația - cu o cantitate m d, numită mișcare propriu-zisă în declinare.
Mișcarea proprie a stelei se calculează cu formula:
m = Ö (m a 2 + m d 2).
Dacă se cunoaște mișcarea adecvată a stelei timp de un an și distanța până la ea r în parsecs, atunci este ușor de calculat proiecția vitezei spațiale a stelei pe planul cerului. Această proiecție se numește viteza tangențială V t și se calculează prin formula:
V t = m "r / 206265" ps / an = 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 se dovedește a fi scăzută (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 de atracție 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 mișcării 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 trece 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 se detecteze mișcarea generală. Situația este diferită dacă viteza se schimbă ca și cum un grup de stele s-ar deplasa în jurul unui centru comun. Atunci viteza stelelor mai apropiate de centru va fi mai mică decât cea a celor mai îndepărtate de centru. Vitezele 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. Are loc în sensul acelor de ceasornic, dacă priviți Galaxia din partea polului său nord, situat în constelația Coma.
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, cam 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 se disting prin luminozitate ridicată și aparțin tipului I de populație. 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 din populația I sunt albastre și au magnitudini absolute de până la -9 m, iar cele mai strălucitoare stele din populația II sunt roșii cu abs. dimensiune -3 m. În plus, populația I se caracterizează printr-o abundență de gaz și praf interstelar, care sunt absente în populația II.
Împărțirea 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 15000 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 Wolf-Rayet, stele cu emisie de clasa B, asociații stelare, variabile T Tauri.
2. Stelele populației obișnuite I sunt puțin mai în vârstă, vârsta lor este de 2-3 ani cosmici. S-au îndepărtat de brațele spirale și sunt adesea localizate în apropierea planului central al Galaxiei.
Acestea includ stele din subclase de la B3 la B8 și stele normale din clasa A, ras. clustere cu stele din aceleași clase, stele din clase de la A la F cu linii metalice puternice, supergiganți roșu mai puțin strălucitor.
3. Stele de populație ale discului. Vârsta lor este de la 1 la 5 miliarde de ani, adică. 5-25 de ani spațiali. Soarele aparține și el acestor stele. Această populație include multe stele subtile situate la 1000 ps de planul central din centura galactică, cu o rază interioară de 5000 ps și o rază exterioară de 15000 ps. Aceste stele includ giganți obișnuiți de clase de la G la K, stele din secvența principală a claselor de la G la K, variabile cu perioade lungi cu perioade de peste 250 de zile, stele 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 ps de fiecare parte a planului central al galaxiei. Aceste stele se rotesc pe orbite alungite. Acestea includ majoritatea stelelor vechi cu vârste cuprinse între 50 și 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, pitice albe, clustere globulare. ...
5. Populația coroanei galactice. includ obiecte care au apărut în primele etape ale evoluției Galaxiei, care era atunci mai puțin plate decât este acum. Aceste obiecte includ subpitici, clustere globulare coronale, stele RR Lyrae, stele cu linii extrem de slabe, 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 cianogen (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 M, stele gigantice G și M cu cianogeneză puternică, obiecte în infraroșu.
Cele mai importante elemente ale structurii galaxiei sunt condensarea centrală, brațele spiralate și un disc. Condensarea centrală a Galaxiei ne este ascunsă de materia întunecată opacă. Jumătatea sa sudică este cel mai bine văzută ca un nor de stea strălucitor în constelația Săgetător. A doua jumătate poate fi observată și în razele infraroșii. Aceste jumătăți sunt separate de o bandă puternică de materie praf, care este opac chiar și la razele infraroșii. Dimensiunile liniare ale concentrației centrale sunt de 3 pe 5 kiloparsec.
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 gazoase de la exploziile supernovei, emisii radio netermale intense; stelele tinere și fierbinți O și B sunt mai frecvente. Există nori moleculari de hidrogen în această zonă. În materia difuză a acestei zone, concentrația razelor cosmice este crescută.
La o distanță de 3-4 kpc de centrul Galaxiei, metodele de radioastronomie au descoperit un braț neutru de hidrogen cu o masă de aproximativ 100.000.000 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 braț 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, retrăgându-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. Conține o regiune H II mare în formă de disc, cu un diametru de aproximativ 300 ps. În regiunea centrului se observă radiații netermale, ceea ce indică o creștere a concentrației razelor cosmice și a intensității câmpurilor magnetice.
Totalitatea fenomenelor observate în regiunile centrale ale Galaxiei sugerează posibilitatea ca în urmă cu peste 10.000.000 de ani din centrul Galaxiei să fi avut loc o ejecție de nori de gaz cu o masă totală de aproximativ 10.000.000 de mase solare și o viteză de aproximativ 600 km/ s.
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. Un proces activ de formare a stelelor este în desfășurare în regiunile centrale.
În centrul galaxiei noastre există cel mai probabil un nucleu care arată ca un grup de stele globulare. detectoarele cu infraroșu au detectat acolo un obiect eliptic 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 iau forma unor spirale. Mediul în care se propagă aceste unde constă nu numai din materie interstelară cu praf de gaz, ci și din stelele înseși. Stelele formează, de asemenea, un fel de gaz, care diferă de gazul obișnuit prin faptul că nu există ciocniri între particulele sale.
O undă de densitate spirală, ca o undă longitudinală convențională, este o alternanță de densități succesive și rarefierea Mediului. Spre deosebire de gaz și stele, modelul undelor spiralate 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 partea interioară și trece prin ele. Cu toate acestea, pentru stele și gaze, această trecere prin brațele spiralate este diferită. Stelele, ca și gazele, sunt condensate într-o undă spiralată, iar concentrația lor crește cu 10 - 20%. În consecință, crește și potențialul gravitațional. Dar, deoarece nu există ciocniri între stele, ele își păstrează impulsul, își schimbă ușor calea în brațul spiralat și îl lasă aproape în aceeași direcție în care au intrat.
Gazul se comportă diferit. Din cauza coliziunilor, intrând în mânecă, acesta pierde momentul de impuls, încetinește și începe să se acumuleze la marginea interioară a mânecii. Noile porțiuni de gaz care intră conduc la formarea unei unde de șoc la această limită cu o diferență mare de densitate. Ca rezultat, la nivelul picioarelor spiralate se formează buze de etanșare cu gaz 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 creează nebuloase strălucitoare, care, împreună cu stelele fierbinți, conturează o structură spirală, repetând valul de densitate spirală în discul stelar.
Structura spirală a galaxiei noastre a fost studiată prin studiile altor galaxii spirale. Cercetările au arătat că brațele spiralate ale galaxiilor învecinate sunt compuse din giganți fierbinți, supergiganți, praf și gaz. Dacă eliminați aceste obiecte, atunci ramurile spiralate vor dispărea. Stelele roșii și galbene umplu uniform zonele din și între ramuri.
Pentru a clarifica structura spirală a galaxiei noastre, trebuie să observăm giganții fierbinți, praful și gazele. Acest lucru este destul de dificil de făcut, deoarece Soarele se află în planul Galaxiei și diferite ramuri spiralate sunt proiectate una peste alta. Metodele moderne nu permit determinarea cu precizie a distanței față de giganții îndepărtați, ceea ce face dificilă crearea unei imagini spațiale. În plus, în planul Galaxiei se află mase mari de praf cu structură neomogenă și densitate diferită, ceea ce face și mai dificilă studierea obiectelor îndepărtate.
Studiul hidrogenului la o lungime de undă de 21 cm oferă o mare promisiune, putând fi utilizați pentru a măsura densitatea hidrogenului neutru în diferite locuri din galaxie. Această lucrare a fost realizată de astronomii olandezi Holst, Müller, Oort și alții. Rezultatul a fost o imagine a distribuției hidrogenului, indicând contururile structurii spiralate a Galaxiei. Hidrogenul se găsește în cantități mari în apropierea stelelor tinere, fierbinți, care definesc structura brațelor spiralate. Radiația hidrogenului neutru este cu undă lungă, este în domeniul radio și pentru aceasta materia prăfuită interstelară este transparentă. Radiația de 21 de centimetri ajunge din cele mai îndepărtate regiuni ale galaxiei fără distorsiuni.
Galaxia este în continuă schimbare. Aceste schimbări sunt lente și treptate. Este dificil pentru cercetători să le detecteze, deoarece viața umană este foarte scurtă în comparație cu viața stelelor și galaxiilor. Când ne referim la evoluția cosmică, trebuie să alegem o unitate de timp foarte lungă. O astfel de unitate este anul cosmic, adică. timpul de revoluție completă a Soarelui în jurul centrului galaxiei. Este egal cu 250 de milioane de ani pământeni. Stelele Galaxiei se amestecă constant și într-un an spațial, 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 dezintegra, altele se pot forma din nou. Aspectul galaxiei 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 observați este de aproximativ 10 milioane de ani. Cu toate acestea, în ciuda acestui fapt, configurația brațelor spiralate poate rămâne destul de stabilă. Unele stele vor părăsi aceste zone, 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 în orice 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 cosme. ani, starea de echilibru dinamic va fi încălcată din cauza trecerilor apropiate aleatorii ale stelelor. Ea va fi înlocuită cu o stare de echilibru statistic cvasi-constant dinamic, mai stabilă, în care stelele sunt mai bine amestecate.
25. Astronomie extragalactică.
25.1 Clasificarea galaxiilor și distribuția lor spațială.
În 1784, căutătorii francezi de comete Messier și Mesham au întocmit un catalog de obiecte cețoase observate pe cer cu ochiul liber sau prin telescop, pentru a nu le confunda cu cometele care sosesc în lucrările lor viitoare. Obiectele catalogului Messier s-au dovedit a fi de cea mai diversă natură. Unele dintre ele - grupurile de stele și nebuloasele aparțin galaxiei noastre, o altă 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, Richie 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 mai mare decât diametrul galaxiei noastre, ceea ce înseamnă mult peste limitele sale. Întrebarea a fost în cele din urmă lămurită 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 separate.
Astăzi, sunt cunoscute multe galaxii care sunt de la noi la o distanță de sute de mii până la miliarde de St. ani.
Multe galaxii au fost descrise și catalogate. Cel mai comun este Noul Catalog General al lui 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) sunt eliptice în fotografiile fără limite clare. Luminozitatea crește ușor de la periferie la centru. Structura internă este de obicei absentă. Aceste galaxii sunt construite din giganți roșii, galbeni, pitici roșii și galbene, un număr de stele albe de luminozitate scăzută, adică. în principal din vedetele tipului II de populaţie. Nu există supergiganți alb-albastru care creează de obicei structura brațelor spiralate. În exterior, galaxiile eliptice diferă prin compresie mai mare sau mai mică.
Indicele de compresie este valoarea
ușor de găsit dacă semiaxele majore a și minore b sunt măsurate în fotografie. Factorul de compresie este atașat la litera care indică forma galaxiei, de exemplu, E3. S-a dovedit că nu există galaxii puternic comprimate, deci cel mai mare indice este 7. O galaxie sferică are indicele 0.
Este evident că galaxiile eliptice au forma geometrică a unui elipsoid de revoluție. E. Hubble a pus problema dacă diversitatea formelor observate este o consecință a diferitelor orientări ale galaxiilor egal aplatizate în spațiu. Această problemă a fost rezolvată matematic și s-a obținut răspunsul că în compoziția clusterelor de galaxii se găsesc cel mai des galaxii cu un raport de compresie de 4, 5, 6, 7 și aproape că nu există galaxii sferice. Iar în afara clusterelor, există aproape doar galaxii cu exponenți de 1 și 0. Galaxiile eliptice din clustere sunt galaxii gigantice, iar clusterele din exterior - cele 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 și nebuloase de gaz strălucitoare.
Edwin Hubble a spart galaxiile spirale în subclase. Măsura este gradul de dezvoltare a ramurilor și dimensiunea nucleului galactic.
În galaxiile Sa, ramurile sunt strâns răsucite și relativ netede, slab dezvoltate. Nucleele sunt întotdeauna mari, de obicei aproximativ jumătate din dimensiunea observată a întregii galaxii. Galaxiile acestei subclase sunt cel mai asemănătoare cu cele eliptice. De obicei există două ramuri care ies din părți opuse ale nucleului, dar rareori mai multe.
În galaxiile Sb, brațele spiralate sunt vizibil dezvoltate, dar nu au ramificații. Miezurile sunt mai mici decât cele din clasa anterioară. Galaxiile de acest tip au adesea multe brațe spiralate.
Galaxiile cu ramuri foarte dezvoltate care sunt împărțite în mai multe brațe și un nucleu mic în comparație cu acestea sunt de tip Sc.
În ciuda varietății de aparențe, galaxiile spirale sunt similare ca structură. În ele pot fi distinse trei componente: discul stelar, a cărui grosime este de 5-10 ori mai mică decât diametrul galaxiei, componenta sferoidă și componenta 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, pentru cele eliptice este întotdeauna mai mic de 7. Acest lucru sugerează că în galaxiile slab comprimate structura spirală nu se poate dezvolta. Pentru ca acesta să apară, sistemul trebuie să fie puternic comprimat.
S-a dovedit că o galaxie foarte comprimată în timpul evoluției nu poate deveni slab comprimată, precum și invers. Aceasta înseamnă că galaxiile eliptice nu se pot transforma în spirală, iar spiralele în eliptice. Compresia diferită se datorează cantității 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.
Galaxiile lenticulare(S0). În exterior asemănătoare cu eliptica, dar au un disc stelar. Ele sunt similare ca structură cu galaxiile spirale, dar diferă de acestea prin absența unei componente plate și a ramurilor 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 galaxii spirale în procesul de îndepărtare a materiei gaz-praf.
Galaxii neregulate(Ir). Au un aspect dezechilibrat. Nu există ramuri spiralate în ele, iar stelele fierbinți și materia praf de gaz sunt concentrate în grupuri separate sau împrăștiate pe tot discul. Există o componentă sferoidă cu luminozitate scăzută. Aceste galaxii sunt bogate în gaze interstelare 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. Galaxia poate deveni neregulată din cauza distorsiunii formei ca urmare a interacțiunii cu o altă galaxie.
Galaxiile neregulate se împart 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 se găsesc adesea în perechi.
Subtipul Ir II se caracterizează prin luminozitate scăzută a suprafeței. Această proprietate interferează cu detectarea unor astfel de galaxii și doar câteva dintre ele sunt cunoscute. 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 im. Căutarea lui Hubble de galaxii albastre slabe neregulate. S-a dovedit că aceste obiecte, situate la distanțe de la 3 până la 8 miliarde de ani lumină de noi, sunt cele mai comune. Cele mai multe dintre ele au o culoare albastră extrem de bogată, ceea ce indică faptul că formează intens stele. Aceste galaxii nu apar la distanțe apropiate corespunzătoare Universului modern.
Galaxiile sunt mult mai diverse decât speciile considerate, iar această diversitate se referă la forme, structuri, luminozitate, compoziție, densitate, masă, spectru și caracteristicile radiațiilor.
Se pot distinge următoarele tipuri morfologice de galaxii, abordându-le dintr-un punct de vedere diferit.
Sisteme amorfe, fără structură- inclusiv galaxiile E și majoritatea S0. Au puțină sau deloc materie difuză și giganți fierbinți.
Galaxiile Haro- mai albastru decât restul. Multe dintre ele au linii înguste, dar strălucitoare în spectrul lor. Ele pot fi foarte bogate în gaze.
Galaxiile Seyfert- de diverse tipuri, dar caracterizate printr-o lățime foarte mare de linii puternice de emisie în spectrele lor.
Quazari- surse radio cvasistelare, QSS, care nu se pot distinge ca aparență de stele, dar emit unde radio, ca fiind cele mai puternice galaxii radio. Ele sunt caracterizate printr-o culoare albăstruie și linii luminoase în spectru cu o deplasare uriașă spre roșu. În ceea ce privește luminozitatea, ele sunt superioare galaxiilor - supergiganți.
Quasagi- galaxii quasi-stelare QSG - diferă de quasari prin absența unei emisii radio puternice.
De-a lungul sferei cerești în timpul anului datorită mișcării sale în spațiu.
Efectul Doppler este următorul. Fie lungimea de undă a luminii primite de la o sursă staționară λ 0. Apoi de la o sursă identică care se mișcă în raport cu observatorul, lumină cu lungimea de undă λ = λ 0 (l + v/c), Unde v- viteza de-a lungul liniei de vedere; c Este viteza luminii. Viteza radială este pozitivă dacă sursa se îndepărtează de noi; în acest caz, toate liniile spectrale sunt deplasate către lungimi de undă mai mari, adică spre capătul roșu al spectrului.
După ce am fotografiat spectrul unei stele (sau al oricărui alt obiect), măsurând lungimile de undă și comparându-le cu lungimile de undă din spectrul standard al unei surse staționare, se poate determina viteza radială a acesteia.
Dacă cumva este posibil să se determine unghiul dintre direcțiile către stea și viteza maximă v(și asta uneori reușește, și deodată pentru un grup de stele), atunci formula dată face posibilă determinarea distanțelor până la aceste stele.
