A.A. KISELEV
Saint Petersburg State University
Introduktion
Motivering av tröghetskoordinatsystemet inom astronomi
Upptäckten av "fasta" stjärnors rörelser tillhör den berömda engelske astronomen Edmund Halley, som upptäckte 1718 att några ljusa stjärnor från Hipparchus-Ptolemaios-katalogen märkbart ändrade sina positioner bland andra stjärnor. Dessa var Sirius, som hade förskjutits söderut med nästan en och en halv diameter av månen, Arcturus - med två diametrar söderut och Aldebaran, som hade förskjutits med 1/4 av månens diameter mot öster. De observerade förändringarna kunde inte tillskrivas Ptolemaios katalogfel, som i regel inte översteg 6 "(1/5 av månens diameter). Halleys upptäckt snart (1728) bekräftades av en annan engelsk astronom, James Bradley, som är mer känd som upptäckaren av den årliga stjärnan. I Tobias Mayer (1723-1762), Nicola Lacaille (1713-1762) och många andra astronomer fram till Friedrich Bessel (1784-1846) var engagerade i ytterligare bestämningar av stjärnors rörelser , som lade grunden för det moderna grundläggande systemet av stjärnpositioner.
Det är konstigt att det tog nästan 2000 år att förstöra den rådande idén om fasta stjärnor för att börja leta efter och hitta stjärnors rörelser. Denna revolution inom astronomin skedde naturligtvis tack vare den newtonska mekanikens triumf, som fastställde rörelselagarna för himlakroppar, inklusive stjärnor, som astronomer redan på 1700-talet visste var kroppar som liknade solen. Men huvudintresset för den tidens astronomer var månen (för navigering), planeterna och jorden som planet. Newtonsk mekanik skapade förutsättningar för en matematiskt rigorös studie av dessa kroppars rörelser, det återstod bara att hitta ett koordinatsystem som kunde kännas igen som i vila eller i ett tillstånd av enhetlig rätlinjig rörelse, det vill säga ett tröghetskoordinatsystem som uppfyller Newtons första lag, ett sådant koordinatsystem som det är lätt att och det skulle helt enkelt vara möjligt att tillskriva alla observerade rörelser av månen, planeterna och jorden också. Ett sådant koordinatsystem, verkar det som, förkroppsligades av "fasta" stjärnor. Och så började astronomer att bestämma stjärnornas sfäriska koordinater och hänvisade dem till ekvatorialsystemet, där huvudplanet anses vara ett plan parallellt med jordens ekvator, och vårdagjämningen fungerar som startpunkten för longituder (höger uppstigningar) . Utvecklingen av instrumentell teknologi och observatörernas skicklighet (J. Bradley, T. Mayer) bidrog till en kraftig förbättring av noggrannheten vid bestämning av koordinaterna för stjärnor i ekvatorialsystemet. Baserat på sådana observationer sammanställdes de första katalogerna över positionerna för ett visst antal utvalda stjärnor. Noggrannheten för stjärnornas positioner i dessa kataloger närmade sig redan på 1700-talet 1 ", och på 1800-talet ökade den märkbart. Orsakerna till och karaktären av förändringar i stjärnornas koordinater hänvisade till det ekvatoriala koordinatsystemet - till referensramen ges av jordens fria rotation, cirkulerande runt solen och upplever störningar från månen och planeterna Dessa förändringar i koordinater: 1) fenomenet precession, som var känt för de gamla som " 2) fenomenet nutation, som upptäcktes av Bradley. Båda dessa fenomen, tillsammans med aberration, spårades och studerades i detalj av flera generationer av astronomer under 1700- och 1800-talen, med början med Bradley och slutade med Bessel. Som ett resultat av detta blev de numeriska värdena av konstanterna och aberrationerna, det vill säga de kvantiteter som för närvarande är utgör en del av listan över astronomis så kallade fundamentala konstanter. Alltså skapades alla förutsättningar för övergången från stjärnors synliga (momentana) koordinater till koordinater relaterade till något konstant (stoppat) system av axlar, som kan betraktas som tröghet med en bra approximation. På astronomernas språk - himlamekaniken - kallas denna övergång transformationen från stjärnornas skenbara positioner till deras genomsnittliga positioner i ekvatorns och dagjämningssystemet för en given epok. Denna förvandling underbyggdes i detalj och förklarades i Bessels grundläggande verk "Fundamenta astronomiae" 1818, som fortfarande har kvar sin betydelse. Berättigandet av tröghetskoordinatsystemet i astronomi skapade de nödvändiga förutsättningarna för att bestämma och studera de verkliga rörelserna av himlakroppar, inklusive stjärnor, i stjärnvärlden som omger jorden.
Stjärnornas korrekta rörelser
Meridianens egentliga rörelser
Idén med detta projekt uttrycktes samtidigt på 1930-talet av den amerikanska astronomen Wright och B.V. Numerov i Sovjetunionen. Enligt denna idé föreslogs det att bestämma stjärnornas fotografiska egenrörelser direkt i förhållande till extragalaktiska nebulosor (galaxer). Amerikanerna hade för avsikt att använda bilder av galaxer som referensstjärnor, medan sovjetiska astronomer bara använde dem som kontrollstjärnor i absolutiseringsprocessen. Med tanke på galaxernas extrema avstånd (de flesta av de observerade galaxerna är mer än 10 6 pct. från vår galax) kan deras egenrörelser försummas, som är mycket mindre än 0,001 tum/år. Därför kan de fotografiska egenrörelserna för stjärnor som bestämts med avseende på galaxer kan betraktas som absoluta och från jämförelse med meridianernas egenrörelser för samma stjärnor, kontrollera om stjärnornas meridianegenrörelser uppfyller tröghetsvillkoret, det vill säga om de är korrekt härledda.
För tjugo år sedan användes ordet "stjärnor" ofta tillsammans med adjektivet "fast", bevarat från det gamla motståndet att röra planeter mot "fasta" stjärnor. Men stjärnorna rör sig, som allt annat i naturen. Termen "fast" kommer uppenbarligen aldrig mer att användas inom astronomi. Det är sant att på grund av stjärnornas stora avstånd sker deras uppenbara förskjutningar på himmelssfären långsamt och det krävs stor skicklighet och tålamod för att upptäcka dem. Astronomer jämför stjärnornas position på två fotografiska plattor, varav den andra togs många år efter den första. Vanligtvis överstiger tidsperioden 20 år, och ofta fortsätter den som gjorde den andra skivan det arbete som påbörjats av den som gjorde den första skivan. Genom att dividera stjärnans detekterade förskjutning, uttryckt i bågsekunder, med antalet år som har gått, hittas stjärnans så kallade egenrörelse - stjärnans förskjutning på himlaklotet i bågsekunder per år, orsakad av dess rörelse över siktlinjen. I tabell. 5 är en lista över tio stjärnor med den största egenrörelsen. Naturligtvis är alla dessa stjärnor nära solen, annars skulle de inte kunna ha stora egenrörelser.
Noggrannheten för att bestämma en stjärnas rätta rörelse beror huvudsakligen på storleken på det tidsintervall som har förflutit mellan två bilder. Ju större den är, desto högre noggrannhet. Nu har de bästa definitionerna nått en noggrannhet på 0,001 per år.
Stjärnornas hastigheter över siktlinjen är vanligtvis 20-30 km/s. Om tvärhastigheten är 30 km/s kan man räkna ut att det ger en förskjutning på 0″.001 per år om avståndet till stjärnan är 6000 ps. Detta betyder att detta är det begränsande avståndet till vilket man fortfarande på något sätt kan upptäcka en stjärnas rörelse över siktlinjen. Och för att en definition ska vara tillförlitlig måste den vara fem gånger större än felet som görs i den; Det betyder att korrekta rörelser endast kan vara tillförlitliga för stjärnor vars avstånd inte överstiger 1200 ps. För mer avlägsna stjärnor finns det för närvarande inga sätt att bestämma deras hastighet över siktlinjen. Men den radiella hastigheten, det vill säga den del av hastigheten som är riktad mot oss eller bort från oss, kan mätas.
Stjärnornas radiella hastigheter upptäcktes genom att studera deras spektra. Om en källa som fortplantar sig någon form av vågrörelse - ljus, radiovågor, ljud etc. - närmar sig oss, så ökar antalet vågor som når oss per tidsenhet Vi noterar en ökning av frekvensen av vågrörelser och följaktligen en minskning av dess våglängd. Tar bort densamma
Tabell 5. Tio stjärnor med störst egenrörelse
| Stjärnans namn | Rätt rörelse | Avstånd i parsecs |
| Barnards stjärna | 1011,27 | 1,8 |
| Kaptensstjärna. | 8,79 | 4,0 |
| L&Kail 9352 bb ~ 37°15492 | 6,87 | 3,7 |
| 6,09 | 4,8 | |
| 61 Svanar | 5.22 | 3,4 |
| Wolf 389 | 4,84 | 2,5 |
| Lalande 21185 | 4,78 | 2,5 |
| e indiska | 4,67 | 3,4 |
| om indiska | 4,08 | 4,9 |
| en Centauri | 3,85 | 1,3 |
källan till vågrörelse kommer att orsaka en minskning av frekvensen av svängningar och en ökning av deras: våglängd. Storleken på dessa förändringar är proportionell mot den radiella hastigheten och bestäms av dopplerlagen, dvs våglängden DAs inkrement relaterar till själva våglängden på samma sätt som strålningskällans O radiella hastighet V relaterar till hastigheten av ljus c.
För att bestämma en stjärnas radiella hastighet tar astronomer stjärnans spektrum och spektrumet av element (finns i laboratoriet) på samma platta, vars linjer är synliga i stjärnans spektrum. Genom att jämföra positionen för linjerna i de erhållna spektra, kan man hitta förändringen i våglängden som orsakas av stjärnans radiella hastighet, och sedan använda ekvationen för att hitta denna radiella hastighet. Om en stjärna rör sig bort från oss och dess avstånd ökar, ansågs den radiella hastigheten anses vara positiv. Följaktligen anses de radiella hastigheterna för stjärnor som rör sig mot oss som negativa.
Noggrannheten för att bestämma de radiella hastigheterna beror på kvaliteten på spektra, på hur skarpa och tunna linjerna som finns i det är lämpliga för att mäta positionen. För spektra med linjer som är bekväma för mätningar kan noggrannheten nå 0,1 km/s. Naturligtvis, om spektrumet är svagt och linjerna i det inte är skarpa, sjunker noggrannheten avsevärt. Men avståndet för ett föremål påverkar inte noggrannheten för att bestämma den radiella hastigheten, eftersom själva radiella hastigheten inte minskar med ökande avstånd. Därför, oavsett hur långt objektet är, om ett tillräckligt bra spektrum av det kan erhållas, kan den radiella hastigheten bestämmas tillförlitligt.
Programfrågor:
Stjärnornas korrekta rörelse och radiella hastigheter;
Märkliga hastigheter för stjärnor och solen i galaxen;
Rotation av galaxen.
Sammanfattning:
Korrekt rörelse och radiella hastigheter för stjärnor, speciella hastigheter för stjärnor och solen i galaxen
En jämförelse av ekvatorialkoordinaterna för samma stjärnor, bestämda med betydande tidsintervall, visade att och förändras över tiden. En betydande del av dessa förändringar orsakas av precession, nutation, aberration och årlig parallax. Om vi utesluter påverkan av dessa orsaker, minskar förändringarna, men försvinner inte helt. Den återstående förskjutningen av en stjärna på himmelssfären under ett år kallas stjärnans egenrörelse. Det uttrycks i bågsekunder per år.
För att bestämma dessa rörelser jämförs fotografiska plattor tagna med långa intervaller på 20 eller fler år. Genom att dividera den resulterande förskjutningen med antalet år som har gått får forskarna stjärnans rörelse per år. Bestämningens noggrannhet beror på hur lång tid som förflutit mellan två bilder.
Egna rörelser är olika för olika stjärnor i storlek och riktning. Endast ett par dussin stjärnor har egenrörelser större än 1 tum per år. Den största kända egenrörelsen för Barnards "flygande" stjärna är = 10″.27. De flesta av stjärnorna har sin egen rörelse, lika med hundradelar och tusendelar av en bågsekund per år. De bästa moderna definitionerna når 0 "001 per år. Under långa tidsperioder, lika med tiotusentals år, förändras konstellationernas mönster kraftigt.
Stjärnans rätta rörelse sker längs en storcirkelbåge med konstant hastighet. Direkt rörelse ändras med värdet , kallad korrekt högeruppstigningsrörelse, och deklination - med , kallad korrekt deklinationsrörelse.
En stjärnas egenrörelse beräknas med formeln:
E 
Om stjärnans rätta rörelse under ett år och avståndet till den r i parsec är kända, är det inte svårt att beräkna projektionen av stjärnans rumshastighet på himlens plan. Denna projektion kallas tangentiell hastighet V t och beräknas med formeln:
var rär avståndet till stjärnan, uttryckt i parsecs.
För att hitta den rumsliga hastigheten V för en stjärna är det nödvändigt att känna till dess radiella hastighet V r , som bestäms från dopplerförskjutningen av linjerna i spektrumet, och V t , som bestäms från den årliga parallaxen u. Eftersom V t och V r är inbördes vinkelräta är stjärnans rymdhastighet:
V = V t + V r ).
För att bestämma V måste vinkeln , som hittas av dess funktioner, anges:
sin \u003d V t / V,
cos = V t /V.
Vinkeln ligger i området från 0 till 180.
Systemet centauri Sol systemet Sann rörelse i rymdenV
synd = /,
cos = /
med hänsyn till tecknen på båda funktionerna. En stjärnas rumshastighet förblir praktiskt taget oförändrad i storlek och riktning under många århundraden. Därför, genom att känna till V och r för stjärnan vid den nuvarande epoken, kan man beräkna epoken för stjärnans närmaste närmande till solen och bestämma avståndet r min , parallax, egenrörelse, rumsliga hastighetskomponenter och skenbar magnitud. Avståndet till stjärnan i parsecs är r = 1/, 1 parsec = 3,26 sv. årets.
W
Systemrörelse
centauri
För att bedöma stjärnornas rörelser bör man hitta solens hastighet och utesluta den från stjärnornas observerade hastigheter.
Punkten på himmelssfären, till vilken solens hastighetsvektor är riktad, kallas solspetsen, och den motsatta punkten kallas antispetsen.
Solsystemets spets ligger i stjärnbilden Herkules, har koordinaterna: = 270 , = +30 . I denna riktning rör sig solen med en hastighet av cirka 20 km/s, i förhållande till stjärnorna som inte ligger längre än 100 ps från den. Under året färdas solen 630 000 000 km, eller 4,2 AU.
Rotation av galaxen
Om någon grupp av stjärnor rör sig med samma hastighet, då den befinner sig på en av dessa stjärnor, är det omöjligt att upptäcka en gemensam rörelse. Situationen är annorlunda om hastigheten ändras som om en grupp stjärnor rörde sig runt ett gemensamt centrum. Då blir hastigheten för stjärnor närmare centrum mindre än de som är längre bort från centrum. De observerade radiella hastigheterna för avlägsna stjärnor visar en sådan rörelse. Alla stjärnor, tillsammans med solen, rör sig vinkelrätt mot riktningen mot galaxens centrum. Denna rörelse är en följd av den allmänna rotationen av galaxen, vars hastighet varierar med avståndet från dess centrum (differentiell rotation).
Rotationen av Galaxy har följande funktioner:
1. Det sker medurs om man tittar på galaxen från dess nordpol, som ligger i stjärnbilden Coma Veronica.
2. Rotationsvinkelhastigheten minskar med avståndet från centrum.
3. Den linjära rotationshastigheten ökar först med avståndet från centrum. Sedan, ungefär på avstånd från solen, når den sitt maxvärde på cirka 250 km/s, varefter den sakta minskar.
4. Solen och stjärnorna i dess närhet gör ett fullständigt varv runt galaxens centrum på cirka 230 miljoner år. Denna tidsperiod kallas ett galaktiskt år.
Testfrågor:
Vad är den korrekta rörelsen för stjärnor?
Hur upptäcks stjärnornas korrekta rörelse?
Vilken stjärna har störst egenrörelse?
Vilken formel används för att beräkna en stjärnas egenrörelse?
Till vilka komponenter bryts rymdhastigheten för en stjärna ner?
Vad heter punkten på himmelssfären som solen rör sig mot?
I vilken konstellation finns spetsen?
Hur snabbt rör sig solen i förhållande till närliggande stjärnor?
Hur långt färdas solen på ett år?
Vilka egenskaper har galaxens rotation?
Vad är rotationsperioden för galaxen?
Uppgifter:
1. Radiell hastighet för stjärnan Betelgeuse 
= 21 km/s, korrekt rörelse= 0,032per år och parallax R= 0,012. Bestäm stjärnans totala rumshastighet i förhållande till solen och vinkeln som bildas av stjärnans rörelseriktning i rymden med siktlinjen.
Svar:= 31.
2. Star 83 Hercules är på avstånd från oss D= 100 st, dess egen rörelse är = 0,12. Vad är den här stjärnans tangentiella hastighet?
Svar:57 km/s.
3. Egenrörelsen för Kapteins stjärna, som ligger på ett avstånd av 4 pc, är 8,8 per år, och den radiella hastigheten är 242 km/s. Bestäm stjärnans rumshastighet.
Svar: 294 km/s.
4. På vilket minsta avstånd kommer stjärnan 61 Cygnus närma sig oss om denna stjärnas parallax är 0,3 och dess egen rörelse är 5,2. Stjärnan rör sig mot oss med en radiell hastighet på 64 km/s.
Svar:2,6 st.
Litteratur:
1. Astronomisk kalender. permanent del. M., 1981.
2. Kononovich E.V., Moroz V.I. Allmän astronomikurs. M., redaktionell URSS, 2004.
3. Efremov Yu.N. In i universums djup. M., 1984.
4. Tsesevich V.P. Vad och hur man observerar på himlen. M., 1979.
Stjärnornas korrekta rörelse och radiella hastigheter. Märkliga hastigheter för stjärnor och solen i galaxen. Rotation av galaxen.
En jämförelse av ekvatorialkoordinaterna för samma stjärnor, bestämda med betydande tidsintervall, visade att a och d förändras över tiden. En betydande del av dessa förändringar orsakas av precession, nutation, aberration och årlig parallax. Om vi utesluter påverkan av dessa orsaker, minskar förändringarna, men försvinner inte helt. Den återstående förskjutningen av stjärnan på himmelssfären per år kallas stjärnans egenrörelse m. Det uttrycks i sekunder. bågar per år.
Egna rörelser är olika för olika stjärnor i storlek och riktning. Endast ett par dussin stjärnor har egenrörelser större än 1 tum per år. Barnards "flygande" stjärna har den största kända egenrörelsen m = 10,27. De flesta stjärnorna har sin egen rörelse lika med hundradelar och tusendelar av en bågsekund per år.
Under långa tidsperioder, lika med tiotusentals år, förändras konstellationernas mönster kraftigt.
Stjärnans rätta rörelse sker längs en storcirkelbåge med konstant hastighet. Den högra uppstigningen ändras med värdet m a , kallad den rätta uppstigningen egen rörelse, och deklinationen med värdet m d , som kallas den korrekta deklinationsrörelsen.
Stjärnans rätta rörelse beräknas med formeln:
m = r(m a 2 + m d 2).
Om stjärnans rätta rörelse under ett år och avståndet till den r i parsec är kända, är det inte svårt att beräkna projektionen av stjärnans rumshastighet på bildplanet. Denna projektion kallas tangentiell hastighet V t och beräknas med formeln:
V t \u003d m "r / 206265" ps / år \u003d 4,74 m r km/s.
för att hitta den rumsliga hastigheten V för en stjärna är det nödvändigt att känna till dess radiella hastighet V r , som bestäms av dopplerförskjutningen av linjerna i stjärnans spektrum. Eftersom V t och V r är inbördes vinkelräta är stjärnans rymdhastighet:
V = r(Vt2 + Vr2).
De snabbaste stjärnorna är RR Lyrae-variabler. Deras medelhastighet i förhållande till solen är 130 km/s. Dessa stjärnor rör sig dock mot galaxens rotation, så deras hastighet är låg (250 -130 = 120 km/s). Mycket snabba stjärnor, med hastigheter på cirka 350 km/s i förhållande till galaxens centrum, observeras inte, eftersom hastigheten på 320 km/s räcker för att lämna galaxens gravitationsfält eller rotera i en mycket långsträckt bana.
Genom att känna till stjärnornas rätta rörelser och radiella hastigheter kan vi bedöma stjärnornas rörelser i förhållande till solen, som också rör sig i rymden. Därför är stjärnors observerade rörelser sammansatta av två delar, varav den ena är en följd av solens rörelse och den andra är stjärnans individuella rörelse.
För att bedöma stjärnornas rörelser bör man hitta solens hastighet och utesluta den från stjärnornas observerade hastigheter.
Den punkt på himmelssfären som solens hastighetsvektor är riktad mot kallas solspetsen, och den motsatta punkten kallas antispetsen.
Solsystemets spets ligger i konstellationen Hercules, har koordinaterna: a = 270 0 , d = +30 0 . I denna riktning rör sig solen med en hastighet av cirka 20 km / s, i förhållande till stjärnorna som ligger inte längre än 100 ps från den. Under året färdas solen 630 000 000 km, eller 4,2 AU.
Om någon grupp av stjärnor rör sig med samma hastighet, då den befinner sig på en av dessa stjärnor, är det omöjligt att upptäcka en gemensam rörelse. Situationen är annorlunda om hastigheten ändras som om en grupp stjärnor rörde sig runt ett gemensamt centrum. Då blir hastigheten för stjärnor närmare centrum mindre än de som är längre bort från centrum. De observerade radiella hastigheterna för avlägsna stjärnor visar en sådan rörelse. Alla stjärnor, tillsammans med solen, rör sig vinkelrätt mot riktningen mot galaxens centrum. Denna rörelse är en följd av den allmänna rotationen av galaxen, vars hastighet varierar med avståndet från dess centrum (differentiell rotation).
Rotationen av Galaxy har följande funktioner:
1. Det sker medurs om man tittar på galaxen från dess nordpol, som ligger i stjärnbilden Coma Veronica.
2. Rotationsvinkelhastigheten minskar med avståndet från centrum.
3. Den linjära rotationshastigheten ökar först med avståndet från centrum. Sedan, ungefär på avstånd från solen, når den sitt maxvärde på cirka 250 km/s, varefter den sakta minskar.
4. Solen och stjärnorna i dess närhet gör ett fullständigt varv runt galaxens centrum på cirka 230 miljoner år. Denna tidsperiod kallas ett galaktiskt år.
24.2 Stjärnpopulationer och galaktiska delsystem.
Stjärnor som ligger nära solen är mycket ljusa och tillhör populationen I. de finns vanligtvis i de yttre delarna av galaxen. Stjärnor som är belägna långt från solen, belägna nära galaxens centrum och i koronan tillhör populationstypen II. Indelningen av stjärnor i populationer utfördes av Baade när han studerade Andromeda-nebulosan. Den ljusaste populationen I-stjärnor är blå och har en absolut magnitud upp till -9 m , medan den ljusaste populationen II-stjärnor är röda med abs. -3 m. Dessutom kännetecknas population I av ett överflöd av interstellär gas och stoft, som saknas i population II.
En detaljerad indelning av stjärnor i galaxen i populationer inkluderar 6 typer:
1. Extrem population I - inkluderar föremål som finns i spiralgrenar. Detta inkluderar interstellär gas och damm koncentrerat i spiralarmarna från vilka stjärnor bildas. Stjärnorna i denna befolkning är mycket unga. Deras ålder är 20 - 50 miljoner år. Området för dessa stjärnors existens begränsas av ett tunt galaktiskt lager: en ring med en inre radie på 5000 ps, en yttre radie på 15 000 ps och en tjocklek på cirka 500 ps.
Dessa stjärnor inkluderar stjärnor av spektraltyper från O till B2, superjättar av sena spektraltyper, stjärnor av Wolf-Rayet-typ, klass B-emissionsstjärnor, stjärnassociationer, T Tauri-variabler.
2. Stjärnorna i den vanliga befolkningen I är något äldre, deras ålder är 2-3 rymdår. De har rört sig bort från spiralarmarna och är ofta belägna nära galaxens centrala plan.
Dessa inkluderar stjärnor i underklasser från B3 till B8 och normala stjärnor i klass A, res. hopar med stjärnor av samma klass, klass A till F stjärnor med starka metalllinjer, mindre klarröda superjättar.
3. Stjärnor av diskpopulationen. Deras ålder är från 1 till 5 miljarder år; 5-25 rymdår. Dessa stjärnor inkluderar solen. Denna population inkluderar många lågobserverbara stjärnor som ligger inom 1000 ps från centralplanet i det galaktiska bältet med en inre radie på 5000 ps och en yttre radie på 15 000 ps. Dessa stjärnor inkluderar vanliga jättar av klasser från G till K, huvudsekvensstjärnor av klasser från G till K, långperiodiska variabler med perioder på mer än 250 dagar, halvreguljära variabler, planetariska nebulosor, nya stjärnor, gamla öppna hopar.
4. Mellanpopulation II-stjärnor inkluderar objekt belägna på avstånd större än 1000 pc på vardera sidan av galaxens centrala plan. Dessa stjärnor roterar i långsträckta banor. Dessa inkluderar majoriteten av gamla stjärnor, med en ålder av 50 till 80 kosmiska år, stjärnor med höga hastigheter, med svaga linjer, långperiodiska variabler med perioder från 50 till 250 dagar, Jungfru W-typ Cepheider, RR Lyrae variabler, vita dvärgar, klotformiga hopar .
5. Population av den galaktiska kronan. inkluderar objekt som uppstod i de tidiga stadierna av utvecklingen av galaxen, som vid den tiden var mindre platt än den är nu. Dessa objekt inkluderar subdvärgar, koronala klothopar, RR Lyrae-stjärnor, stjärnor med extremt svaga linjer och stjärnor med de högsta hastigheterna.
6. Kärnpopulationsstjärnor inkluderar de minst kända objekten. I spektra av dessa stjärnor som observeras i andra galaxer är natriumlinjerna starka och cyanidbanden (CN) intensiva. Dessa kan vara dvärgar av klass M. Sådana objekt inkluderar RR Lyrae-stjärnor, klotformade stjärnor. metallrika hopar, planetariska nebulosor, M-klass dvärgar, G- och M-klass jättestjärnor med starka cyanidband, infraröda objekt.
De viktigaste delarna av strukturen av galaxen är den centrala klustret, spiralarmarna och skivan. Galaxens centrala kluster är dold för oss av mörk ogenomskinlig materia. Dess södra halva ses bäst som ett ljust stjärnmoln i stjärnbilden Skytten. I infraröda strålar är det möjligt att observera den andra halvan. Dessa halvor är åtskilda av ett kraftfullt band av dammigt material, som är ogenomskinligt även för infraröda strålar. De linjära dimensionerna för det centrala klustret är 3 gånger 5 kiloparsek.
Galaxens region på ett avstånd av 4-8 kpc från centrum kännetecknas av ett antal funktioner. Den innehåller det största antalet pulsarer och gasrester från supernovaexplosioner, intensiva icke-termiska radioemissioner och unga och heta O- och B-stjärnor är vanligare. Vätemolekylära moln finns i detta område. I den diffusa materien i denna region ökar koncentrationen av kosmiska strålar.
På ett avstånd av 3-4 kpc från galaxens centrum upptäckte radioastronomimetoder en neutral vätehylsa med en massa på cirka 100 000 000 solmassor, expanderande med en hastighet av cirka 50 km/s. på andra sidan centrum, på ett avstånd av ca 2 kpc, finns en hylsa med en massa 10 gånger mindre, som rör sig bort från centrum med en hastighet av 135 km/s.
I området kring centrum finns flera gasmoln med massor av 10 000 - 100 000 solmassor, som rör sig bort med en hastighet av 100 - 170 km/s.
Den centrala regionen med en radie mindre än 1 kpc upptas av en ring av neutral gas, som roterar med en hastighet av 200 km/s runt centrum. Inuti den finns en stor skivformad H II-region med en diameter på cirka 300 ps. I centrumområdet observeras icke-termisk strålning, vilket indikerar en ökning av koncentrationen av kosmiska strålar och styrkan hos magnetiska fält.
Helheten av fenomen som observerats i de centrala delarna av galaxen indikerar möjligheten att för mer än 10 000 000 år sedan kastades ut gasmoln med en total massa på cirka 10 000 000 solmassor och en hastighet på cirka 600 km/s från galaxens centrum .
I konstellationen Skytten, nära galaxens centrum, finns flera kraftfulla källor för radio och infraröd strålning. En av dem - Sagittarius-A ligger i mitten av galaxen. Den är omgiven av ett ringformigt molekylärt moln med en radie på 200 ps, som expanderar med en hastighet av 140 km/s. I de centrala regionerna pågår en aktiv process för stjärnbildning.
I mitten av vår galax finns det troligtvis en kärna som liknar en klotformad stjärnhop. infraröda mottagare upptäckte där ett elliptiskt föremål med dimensioner på 10 ps. Den kan innehålla en tät stjärnhop med en diameter på 1 ps. Det kan också vara ett objekt av okänd relativistisk natur.
24.3 Galaxens spiralstruktur.
Karaktären hos galaxens spiralstruktur är associerad med spiraldensitetsvågor som utbreder sig i stjärnskivan. Dessa vågor liknar ljudvågor, men på grund av rotation ser de ut som spiraler. Mediet i vilket dessa vågor utbreder sig består inte bara av gas-damm interstellär materia, utan också av stjärnorna själva. Stjärnor bildar också en sorts gas, som skiljer sig från den vanliga genom att det inte sker några kollisioner mellan dess partiklar.
En spiraldensitetsvåg, som en vanlig longitudinell våg, är en växling av successiv förtätning och sällsynthet av mediet. Till skillnad från gas och stjärnor, roterar vågspiralmönstret i samma riktning som hela galaxen, men märkbart långsammare och med en konstant vinkelhastighet, som en solid kropp.
Därför kommer ämnet ständigt ikapp spiralgrenarna från insidan och passerar genom dem. Men för stjärnor och gas sker denna passage genom spiralarmarna på olika sätt. Stjärnor, som gas, kondenserar i en spiralvåg, deras koncentration ökar med 10 - 20%. Följaktligen ökar också gravitationspotentialen. Men eftersom det inte finns några kollisioner mellan stjärnorna bevarar de fart, ändrar sin bana något inom spiralarmen och lämnar den i nästan samma riktning som de kom in i.
Gas beter sig annorlunda. På grund av kollisioner, som kommer in i armen, tappar den fart, saktar ner och börjar ackumuleras vid armens inre gräns. De mötande nya gasdelarna leder till bildandet av en stötvåg med en stor densitetsskillnad nära denna gräns. Som ett resultat bildas gastätningskanter nära spiralarmarna och termisk instabilitet uppstår. Gasen blir snabbt ogenomskinlig, kyls ner och övergår i en tät fas och bildar gas-dammkomplex som är gynnsamma för stjärnbildning. Unga och heta stjärnor exciterar gasens glöd, vilket ger upphov till ljusa nebulosor, som tillsammans med heta stjärnor skisserar en spiralstruktur som upprepar spiraldensitetsvågen i stjärnskivan.
Vår galaxs spiralstruktur har studerats genom att undersöka andra spiralgalaxer. Studier har visat att spiralarmarna hos angränsande galaxer är sammansatta av heta jättar, superjättar, damm och gas. Om du tar bort dessa föremål försvinner spiralgrenarna. Röda och gula stjärnor fyller jämnt ut områdena i och mellan grenarna.
För att klargöra spiralstrukturen i vår galax måste vi observera heta jättar, damm och gas. Det är ganska svårt att göra detta, eftersom solen är i galaxens plan och olika spiralgrenar projiceras på varandra. Moderna metoder tillåter inte att exakt bestämma avstånden till avlägsna jättar, vilket gör det svårt att skapa en rumslig bild. Dessutom ligger stora massor av damm med inhomogen struktur och olika tätheter i galaxens plan, vilket gör det ännu svårare att studera avlägsna objekt.
Stora förhoppningar ges av studiet av väte vid en våglängd på 21 cm.Med deras hjälp är det möjligt att mäta densiteten av neutralt väte på olika platser i galaxen. Detta arbete utfördes av de holländska astronomerna Holst, Muller, Oort m.fl.. Som ett resultat erhölls en bild av fördelningen av väte, som skisserade konturerna av galaxens spiralstruktur. Väte finns i stora mängder nära unga heta stjärnor, som bestämmer strukturen på spiralarmarna. Strålningen från neutralt väte är långvågig, ligger inom radioområdet, och för det är den interstellära dammiga materien genomskinlig. Strålningen på 21 centimeter kommer från de mest avlägsna regionerna i galaxen utan distorsion.
Galaxen förändras ständigt. Dessa förändringar är långsamma och gradvisa. De är svåra för forskare att upptäcka eftersom människans liv är väldigt kort jämfört med stjärnornas och galaxernas liv. När man vänder sig till den kosmiska evolutionen måste man välja en mycket lång tidsenhet. En sådan enhet är det kosmiska året, d.v.s. den tid det tar för solen att göra ett varv runt galaxens centrum. Det är lika med 250 miljoner jordår. Galaxens stjärnor är ständigt blandade, och under ett kosmiskt år kommer två stjärnor att flytta sig bort med 250 ps, även om de rör sig med en låg hastighet på 1 km/s i förhållande till varandra. Under denna tid kan vissa stjärngrupper bryta upp, medan andra kan bildas igen. Galaxys utseende kommer att förändras dramatiskt. Förutom mekaniska förändringar förändras galaxens fysiska tillstånd under det kosmiska året. Stjärnor i klasserna O och B kan bara lysa starkt under en tid som motsvarar någon del av det kosmiska året. Åldern för de ljusaste observerbara jättarna är cirka 10 miljoner år. Trots detta kan konfigurationen av de spiralformade armarna förbli ganska stabil. Vissa stjärnor kommer att lämna dessa regioner, andra kommer att komma på deras plats, vissa stjärnor kommer att dö, andra kommer att födas från en enorm massa av gas-dammkomplex av spiralgrenar. Om fördelningen av objektens positioner och rörelser i en galax inte genomgår stora förändringar, är detta stjärnsystem i ett tillstånd av dynamisk jämvikt. För en viss grupp stjärnor kan tillståndet för dynamisk jämvikt upprätthållas i 100 kosmiska år. Men under en längre period lika med tusentals kosm. år kommer tillståndet för dynamisk jämvikt att störas på grund av slumpmässiga nära passager av stjärnor. Det kommer att ersättas av ett dynamiskt kvasi-permanent tillstånd av statistisk jämvikt, mer stabilt, där stjärnorna är mer grundligt blandade.
25. Extragalaktisk astronomi.
25.1 Klassificering av galaxer och deras rumsliga fördelning.
De franska kometsökarna Messier och Masham sammanställde 1784 en katalog över nebulösa föremål som observerades på himlen med blotta ögat eller genom ett teleskop för att inte förväxla dem med inkommande kometer i framtida arbete. Föremålen i Messier-katalogen visade sig vara av den mest skiftande karaktär. Vissa av dem - stjärnhopar och nebulosor - tillhör vår galax, den andra delen - objekt längre bort och är samma stjärnsystem som vår galax. Att förstå galaxernas sanna natur kom inte omedelbart. Det var inte förrän 1917 som Ritchie och Curtis, som observerade en supernova i galaxen NGC 224, beräknade att den befann sig på ett avstånd av 460 000 ps, d.v.s. 15 gånger diametern på vår galax, vilket betyder långt utanför dess gränser. Frågan klargjordes slutligen 1924-1926, när E. Hubble, med hjälp av ett 2,5-meters teleskop, tog fotografier av Andromeda-nebulosan, där spiralgrenarna bröts ner till enskilda stjärnor.
Idag är många galaxer kända, som ligger på ett avstånd från oss från hundratusentals till miljarder ljusår. år.
Många galaxer beskrivs och katalogiseras. Den vanligaste är Dreyers New General Catalog (NGC). Varje galax har sitt eget nummer. Till exempel är Andromeda-nebulosan betecknad NGC 224.
Observationer av galaxer har visat att de är mycket olika i form och struktur. Till utseendet är galaxer uppdelade i elliptiska, spiralformade, linsformade och oregelbundna.
elliptiska galaxer(E) har formen av ellipser i fotografier utan skarpa kanter. Ljusstyrkan ökar gradvis från periferin till mitten. Den inre strukturen saknas vanligtvis. Dessa galaxer är byggda av röda och gula jättar, röda och gula dvärgar, ett visst antal vita stjärnor med låg ljusstyrka, d.v.s. mestadels från populationstyp II stjärnor. Det finns inga blåvita superjättar, som vanligtvis skapar strukturen hos spiralarmar. Utåt skiljer sig elliptiska galaxer i större eller mindre kompression.
Kompressionsindikatorn är värdet
lätt att hitta om de stora a- och små b-halvaxlarna mäts i fotografiet. Kompressionsindexet läggs till efter bokstaven som anger galaxens form, till exempel E3. Det visade sig att det inte finns några högkomprimerade galaxer, så den största indikatorn är 7. En sfärisk galax har en indikator på 0.
Uppenbarligen har elliptiska galaxer den geometriska formen av en rotationsellipsoid. E. Hubble ställde problemet om huruvida mångfalden av observerade former är en konsekvens av den olika orienteringen av lika oblatea galaxer i rymden. Detta problem löstes matematiskt och svaret erhölls att i sammansättningen av galaxhopar hittas oftast galaxer med ett kompressionsindex på 4, 5, 6, 7 och det finns nästan inga sfäriska galaxer. Och utanför hoparna finns nästan bara galaxer med exponenterna 1 och 0. Elliptiska galaxer i kluster är jättegalaxer och utanför hoparna är de dvärggalaxer.
spiralgalaxer(S). De har en struktur i form av spiralgrenar som kommer ut från den centrala kärnan. Grenarna sticker ut mot en mindre ljus bakgrund på grund av att de innehåller de hetaste stjärnorna, unga hopar, lysande gasnebulosor.
Edwin Hubble bröt ner spiralgalaxer i underklasser. Måttet är graden av utveckling av grenarna och storleken på galaxens kärna.
I Sa-galaxer är grenarna hårt vridna och relativt släta och dåligt utvecklade. Kärnorna är alltid stora, vanligtvis ungefär hälften av den observerade storleken på hela galaxen. Galaxer av denna underklass liknar mest elliptiska. Det finns vanligtvis två grenar som kommer ut från motsatta delar av kärnan, men det finns sällan fler.
I Sb-galaxer är spiralarmarna märkbart utvecklade, men har inga förgreningar. Kärnan är mindre än föregående klass. Galaxer av denna typ har ofta många spiralarmar.
Galaxer med högt utvecklade grenar som delar sig i flera armar och en kärna som är liten i jämförelse med dem tillhör Sc-typen.
Trots mångfalden av utseende har spiralgalaxer en liknande struktur. Tre komponenter kan urskiljas i dem: en stjärnskiva, vars tjocklek är 5-10 gånger mindre än galaxens diameter, en sfäroidal komponent och en platt komponent, som är flera gånger mindre i tjocklek än skivan. Den platta komponenten inkluderar interstellär gas, damm, unga stjärnor och spiralgrenar.
Kompressionsförhållandet för spiralgalaxer är alltid större än 7. Samtidigt är elliptiska galaxer alltid mindre än 7. Detta tyder på att en spiralstruktur inte kan utvecklas i svagt komprimerade galaxer. För att det ska dyka upp måste systemet vara kraftigt komprimerat.
Det är bevisat att en starkt komprimerad galax inte kan bli svagt komprimerad under evolutionen, liksom vice versa. Det betyder att elliptiska galaxer inte kan förvandlas till spiralformade galaxer och spiralformade till elliptiska. Olika komprimering beror på olika stor rotation av systemen. De galaxer som fick en tillräcklig mängd rotation under bildandet tog en mycket komprimerad form, spiralgrenar utvecklades i dem.
Det finns spiralgalaxer där kärnan ligger i mitten av en rak stång och spiralgrenar börjar bara i ändarna av denna stång. Sådana galaxer betecknas SBa, SBb, SBc. Tillägget av bokstaven B indikerar närvaron av en bygel.
linsformiga galaxer(SO). Utåt liknar elliptisk, men har en stjärnskiva. De liknar i strukturen spiralgalaxer, men skiljer sig från dem i frånvaron av en platt komponent och spiralarmar. Linsformiga galaxer skiljer sig från spiralgalaxer på kanten genom frånvaron av ett band av mörk materia. Schwarzschild föreslog en teori enligt vilken linsformiga galaxer kan bildas från spiralgalaxer i processen att sopa ut gas och stoft.
Oregelbundna galaxer(ir). De har ett asymmetriskt utseende. De har inga spiralgrenar, och heta stjärnor och gasdamm är koncentrerade i separata grupper eller utspridda över skivan. Det finns en sfäroidal komponent med låg ljusstyrka. Dessa galaxer kännetecknas av ett högt innehåll av interstellär gas och unga stjärnor.
Galaxens oregelbundna form kan bero på att den inte hann ta rätt form på grund av den låga densiteten av materia i den eller på grund av dess unga ålder. En galax kan också bli oregelbunden på grund av formförvrängning som ett resultat av interaktion med en annan galax.
Oregelbundna galaxer delas in i två undertyper.
Ir I-subtypen kännetecknas av hög ytljusstyrka och oregelbunden strukturkomplexitet. I vissa galaxer av denna undertyp finns en förstörd spiralstruktur. Sådana galaxer förekommer ofta i par.
Subtyp Ir II kännetecknas av låg ytljushet. Denna egenskap stör detekteringen av sådana galaxer, och endast ett fåtal är kända. Den låga ljusstyrkan på ytan indikerar en låg stjärndensitet. Det betyder att dessa galaxer mycket långsamt måste gå från en oregelbunden form till en vanlig.
I juli 1995 genomfördes en studie på rymdteleskopet. Hubble för att söka efter oregelbundna svagblå galaxer. Det visade sig att dessa föremål, som ligger på avstånd från oss på avstånd från 3 till 8 miljarder ljusår, är de vanligaste. De flesta av dem har en extremt mättad blå färg, vilket indikerar att de aktivt genomgår stjärnbildningsprocessen. På nära avstånd som motsvarar det moderna universum förekommer inte dessa galaxer.
Galaxer är mycket mer olika än de betraktade arterna, och denna mångfald gäller former, strukturer, ljusstyrka, sammansättning, densitet, massa, spektrum, strålningsegenskaper.
Vi kan urskilja följande morfologiska typer av galaxer, närma dem från olika synvinklar.
Amorfa, strukturlösa system- inklusive E-galaxer och det mesta av S0. De har ingen eller nästan ingen diffus materia och heta jättar.
Haro galaxer- blåare än de andra. Många av dem har smala men ljusa linjer i spektrumet. Kanske är de väldigt gasrika.
Seyfert galaxer- olika typer, men karakteristiska för en mycket stor bredd av starka emissionslinjer i deras spektra.
kvasarer- kvasi-stjärniga radiokällor, QSS, oskiljaktiga i utseende från stjärnor, men sänder ut radiovågor, som de mest kraftfulla radiogalaxerna. De kännetecknas av en blåaktig färg och ljusa linjer i spektrumet som har en enorm rödförskjutning. Superjättegalaxer är överlägsna i ljusstyrka.
Quazagi- QSG kvasi-stjärngalaxer - skiljer sig från kvasarer i frånvaro av stark radioemission.
På himmelssfären under året på grund av dess rörelse i rymden.
Dopplereffekten är som följer. Låt våglängden för ljus som tas emot från en stationär källa vara lika med λ 0. Sedan från en identisk källa som rör sig i förhållande till observatören kommer ljuset att komma med en våglängd λ = λ 0 (l + v/c), var v— hastighet längs siktlinjen; cär ljusets hastighet. Den radiella hastigheten är positiv om källan rör sig bort från oss; i detta fall förskjuts alla spektrallinjer mot längre våglängder, dvs mot den röda änden av spektrumet.
Genom att fotografera spektrumet av en stjärna (eller något annat föremål), mäta våglängderna och jämföra dem med våglängderna i standardspektrumet för en stationär källa, kan man bestämma dess radiella hastighet.
Om det på något sätt är möjligt att bestämma vinkeln mellan riktningarna till stjärnan och full hastighet v(och detta är ibland möjligt, och omedelbart för en grupp stjärnor), då gör formeln ovan det möjligt att bestämma avstånden till dessa stjärnor.
