Описание галактики Млечный Путь
Галактика Млечный Путь – это наша родная галактика, в которой находится Солнечная система. Она состоит из миллиардов звезд, планет, газа, пыли и других космических объектов. Млечный Путь имеет спиральную форму и вращается вокруг своего центра.
Состав, структура и строение Галактик
Галактики состоят из звезд, туманностей, планетарных систем, газа и пыли. Они имеют различные формы: спиральные, эллиптические, неправильные. Строение галактик обусловлено их эволюцией и взаимодействием с другими галактиками.
Вращение и излучение Галактик
Галактики вращаются вокруг своих осей и двигаются по орбитам в пространстве. Они излучают электромагнитное излучение различных частот, что позволяет астрономам исследовать их состав, строение и эволюцию.
Другие Галактики и квазары
Помимо нашей Галактики Млечный Путь, существует множество других галактик во Вселенной. К ним относятся спиральные, эллиптические и неправильные галактики. Кроме того, в космосе можно встретить квазары – самые яркие известные объекты во Вселенной.
Звездоплавание
Звездоплавание – это навигация в космосе с помощью звезд. Отлично известное звёздное скопление Плеяды, наблюдаемое невооружённым глазом, используется для определения направления в ночном небе.
Плеяды в созвездии Тельца
Плеяды – одно из самых ярких звёздных скоплений в созвездии Тельца. Они образуют красивую картину на небе и являются объектом интереса для астрономов и астрологов.
Соседи по небу из каталога Мессье
Каталог Мессье содержит множество объектов в космосе, которые можно увидеть с помощью телескопа. Соседи из каталога Мессье – это туманные образования, звёздные скопления и другие объекты, которые можно наблюдать на ночном небе.
Отражательная туманность IC 349
Отражательная туманность IC 349 в окрестностях звезды Меропы демонстрирует красоту и сложность космических образований. Фотографии, сделанные телескопом Хаббл, позволяют изучать их структуру и свойства.
Анимация движения Плеяд
Анимация движения Плеяд в течение 400 тысяч лет позволяет увидеть их изменяющееся расположение на небесной сфере. Это интересный способ наблюдать за космическими объектами и их взаимодействием.
Рассеянные звёздные скопления
Рассеянные звёздные скопления – это молодые гравитационно связанные группы звёзд, образовавшиеся из одного молекулярного облака. Они являются объектом изучения для астрономов и позволяют понять процессы звездообразования в галактиках.
- Возраст РЗС: десятки миллионов лет
- Количество звёзд: от десятков до тысяч
- Масса РЗС: различная, но схожая с массой Солнца
Важно: Рассеянные звёздные скопления имеют большое значение для нашего понимания галактической структуры и процессов звездообразования. Изучая их, мы расширяем знания о Вселенной.
Дата создания статьи: 13 декабря 2023 г.
Последнее обновление: 13 декабря 2023 г.
Каждый рукав описывает логарифмическую спираль с разворотом примерно на 12 градусов. Считается, что из центра галактики начинаются пять основных рукавов. Внешним по отношению к основным рукавам является наружное кольцо. Плотность газа в рукавах в несколько раз превышает плотность в остальных частях диска, а также именно там наиболее активно происходит звездообразование. Спиральные рукава представляют собой волны плотности, так что спиральный узор в целом вращается с другой скоростью, чем звезды и газ.
Планеты и звезды
Различные наблюдения предполагают, что планет, связанных со звездами, может быть не меньше, чем звезд в Млечном Пути. Согласно исследованиям 2013 года, Млечный Путь содержит по крайней мере одну планету на звезду, в результате чего насчитывается от 100 до 400 миллиардов планет. 4 ноября 2013 года астрономы сообщили, основываясь на данных телескопа Кеплер, что в обитаемых зонах солнцеподобных звезд и красных карликов в галактике Млечный Путь может находиться до 40 миллиардов планет размером с Землю. 11 миллиардов из этих планет могут вращаться вокруг звезд, подобных Солнцу. По мнению ученых, ближайшая такая планета может находиться на расстоянии 12 световых лет от Земли.
Планет размером с Землю может быть больше, чем газовых гигантов. Диск звезд Млечного Пути не имеет резкой границы, за которой нет звезд. Вместо этого концентрация звезд уменьшается с увеличением расстояния от центра галактики. По неясным причинам за пределами радиуса примерно 40 000 световых лет (13 кпк) от центра количество звезд на кубический парсек уменьшается гораздо быстрее с увеличением радиуса. Галактический диск окружает галактическое гало из звезд и шаровых скоплений, которое простирается наружу, но ограничено по размеру орбитами двух спутников нашей галактики, а именно Большого и Малого Магеллановых Облаков, максимальное приближение которых к галактическому центру составляет около 180 000 световых лет (55 кпк).
Местоположение Солнечной системы
По современным данным, не менее 70% звезд галактики входят в состав двойных и кратных систем, а одиночные звезды, как, например, наше Солнце, это, скорее, исключение из правил. Но нередко звезды собираются и в более многочисленные коллективы звездные скопления.
Звездное скопление — это группа звезд, расположенных в пространстве недалеко друг от друга, связанных общим происхождением и взаимным тяготением.
Все входящие в скопление звезды находятся от нас на одном расстоянии (с точностью до размеров скопления) и имеют примерно одинаковый возраст и химический состав. В то же время они находятся на разных стадиях эволюции, определяется начальной массой каждой звезды, что делает их удобным объектом для проверки теорий происхождения и эволюции звезд.
Существует два типа звездных скоплений — шаровые и рассеянные.
Шаровые звездные скопления
Шаровые звездные скопления имеют правильную сферическую или несколько сплюснутую форму. В настоящее время известно около 150 шаровых скоплений в галактике. Они насчитывают в своем составе от десятков тысяч до миллионов звезд.
В шаровых скоплениях отсутствуют массивные звезды главной последовательности, что свидетельствует о значительном возрасте этих скоплений (10—12 миллиардов лет). За такое время запасы водорода исчерпываются у звезд с массой, близкой к солнечной, и они покидают главную последовательность, образуя ветвь субгигантов и гигантов. Поэтому в шаровых скоплениях самыми яркими звездами являются красные гиганты.
Пример шарового скопления: Звездное скопление в созвездии Геркулеса
Примером шарового скопления может служить звездное скопление, расположенное в созвездии Геркулеса. Его диаметр составляет 36 световых лет, и оно содержит около миллиона звезд.
Два самых ярких шаровых скопления — ω Центавра и 47 Тукана — хорошо видны невооруженным глазом в южных странах. В средних широтах Северного полушария для невооруженного глаза доступны скопления в созвездиях Стрельца и Геркулеса.
Материал с сайта doklad-referat.com
Рассеянные звездные скопления
Рассеянные звездные скопления имеют неправильную форму и содержат относительно немного звезд — от нескольких десятков до нескольких тысяч. Самым известным рассеянным скоплением являются Плеяды, видимые в созвездии Тельца. В нём насчитывается 120 звезд, а расстояние до него составляет 410 световых лет.
Известно более 1200 рассеянных звездных скоплений. Они распределены по небесной сфере неравномерно, но, в отличие от шаровых скоплений, практически все скопления этого типа видны вблизи Млечного Пути. Как правило, скопления состоят из относительно плотного ядра и более разреженной короны. В рассеянные скопления входят звезды разного типа: в них встречаются голубые и красные сверхгиганты, гиганты и другие.
Чёрная дыра
Сверхмассивная чёрная дыра в центре галактики M 87
Идея о существовании тела настолько большого, что даже свет не сможет преодолеть его притяжения, была упомянута в письме, опубликованном в ноябре 1784 года, написанном английским пионером астрономии и священнослужителем Джоном Мичеллом.
В своих упрощенных расчетах Мичелл предположил, что плотность такого тела будет сравнима с плотностью Солнца, а его диаметр должен превышать диаметр Солнца в 500 раз: при таких условиях скорость убегания с поверхности тела превысит скорость света.
Мичелл назвал такие тела темными звездами. Он верно отметил, что такие сверхмассивные, не излучающие света тела можно обнаружить по их гравитационному воздействию на близлежащие видимые тела.
Изучение света и гравитации: развитие теории черных дыр
Учёные того времени сначала были воодушевлены предложением о существовании гигантских невидимых тёмных звёзд, но когда в начале XIX стала очевидной волновая природа света, энтузиазм несколько поутих. Если свет — волна, а не частица, было непонятно, какое влияние гравитация может оказывать на световые волны, если вообще оказывает.
В 1915 году Альберт Эйнштейн разработал общую теорию относительности, ранее показав, что гравитация влияет на движение света. Всего несколько месяцев спустя Карл Шварцшильд нашёл решение уравнений поля Эйнштейна, описывающее гравитационное поле точечной массы и сферической массы.
Через несколько месяцев после Шварцшильда Иоганн Дросте, ученик Хендрика Лоренца, независимо дал такое же решение для точечной массы и более подробно описал его свойства. Это решение в области, которую сейчас называют радиусом Шварцшильда, вело себя особым образом. Оно обращалось в сингулярность, то есть некоторые члены уравнений Эйнштейна становились бесконечными. Природа этой области в то время была не совсем понятна.
Звезды и радиус Шварцшильда
Артур Эддингтон упомянул о возможности существования звёзд с массой, сжатой до радиуса Шварцшильда, в книге 1926 года. Он отметил, что теория Эйнштейна позволяет исключить слишком большую плотность видимых звёзд, таких как Бетельгейзе. Поскольку звезда радиусом 250 млн км не может иметь такую высокую плотность, как Солнце.
Во-первых, сила гравитации была бы настолько велика, что свет не смог бы вырваться из неё, лучи падали бы обратно на звезду, как камень на землю. Во-вторых, красное смещение спектральных линий было бы настолько велико, что спектр был бы вытеснен из существования. В-третьих, масса вызвала бы настолько сильное искривление метрики пространства-времени, что пространство замкнулось бы вокруг звезды, оставив нас снаружи (то есть нигде).
Пределы массы и стабильности звёзд
В 1931 году Субраманьян Чандрасекар, используя специальную теорию относительности, рассчитал, что невращающееся тело выше определённой предельной массы не имеет устойчивых решений. Этот предел, теперь называемый пределом Чандрасекара, равен 1,4 солнечных масс.
Против его аргументов выступили многие его современники, такие как Эддингтон и Лев Ландау, которые утверждали, что коллапс материи остановит какой-то неизвестный ещё науке механизм. Однако белый карлик, масса которого немного превышает предел Чандрасекара, превратится в нейтронную звезду, которая сама по себе стабильна.
В 1939 году Роберт Оппенгеймер и другие учёные предсказали, что нейтронные звёзды с массой выше другого предела (предела Толмана-Оппенгеймера-Волкова) будут коллапсировать дальше по причинам, описанным Чандрасекаром. Они пришли к выводу, что ни один закон физики, вероятно, не вмешается в этот процесс и не остановит коллапс по крайней мере некоторых звёзд в чёрные дыры.
Их первоначальные расчёты, основанные на принципе исключения Паули, дали значение 0,7 солнечных масс; последующее рассмотрение взаимного отталкивания нейтронов повысило оценку примерно до 1,5 — 3,0 солнечных масс. Наблюдения за слиянием нейтронных звёзд GW170817, которые, как считается, вскоре после этого породили чёрную дыру, уточнили оценку предела до ~2,17 солнечных масс.
Оппенгеймер и его соавторы интерпретировали сингулярность на границе радиуса Шварцшильда как указание на то, что это граница пузыря, в котором время останавливается. Эта точка зрения верна для внешних наблюдателей, но не для падающих в чёрную дыру. Из-за этого схлопнувшиеся звёзды называли «замороженными», поскольку внешний наблюдатель видел бы поверхность звезды, застывшую во времени в тот момент, когда коллапс довёл её до радиуса Шварцшильда.
В 1958 году Дэвид Финкельштейн определил поверхность Шварцшильда как горизонт событий: «идеальную однонаправленную мембрану: причинные воздействия могут пересекать её только в одном направлении». Это не противоречило результатам Оппенгеймера, но расширяло их, включая в расчёты и точку зрения падающих в чёрную дыру наблюдателей.
Эти результаты появились в начале золотого века общей теории относительности, который ознаменовался тем, что общая теория относительности и чёрные дыры стали основными объектами исследований. Этому процессу способствовало открытие Джоселином Белл Бернеллом пульсаров в 1967 году, которые к 1969 году оказались быстро вращающимися нейтронными звёздами. До этого времени нейтронные звёзды, как и чёрные дыры, считались лишь теоретическими артефактами; но открытие пульсаров показало их физическую значимость и вызвало дальнейший интерес ко всем типам компактных объектов, которые могут образовываться в результате гравитационного коллапса.
Сначала предполагалось, что странные особенности решений чёрных дыр — патологические артефакты наложенных условий симметрии, и что сингулярности не появляются в обычных ситуациях. Этого мнения придерживались, в частности, Владимир Белинский, Исаак Халатников и Евгений Лифшиц, которые пытались доказать, что сингулярности не появляются в общих решениях. Однако в конце 1960-х годов Роджер Пенроуз и Стивен Хокинг вывели доказательства того, что сингулярности появляются в общем случае. За эту работу Пенроуз получил половину Нобелевской премии по физике 2020 года, а Хокинг умер в 2018 году, не дождавшись её. На основе наблюдений в Гринвиче и Торонто в начале 1970-х годов Cygnus X-1, галактический рентгеновский источник, открытый в 1964 году, стал первым астрономическим объектом, общепризнанным как чёрная дыра.
11 февраля 2016 года коллаборации LIGO и Virgo объявили о первом прямом обнаружении гравитационных волн, появившихся в результате слияния чёрных дыр. 10 апреля 2019 года было опубликовано первое прямое изображение чёрной дыры и её окрестностей после наблюдений сверхмассивной чёрной дыры в галактическом центре Messier 87, сделанных телескопом Event Horizon Telescope в 2017 году. По состоянию на 2021 год, ближайшее известное к нам тело, которое считается чёрной дырой, находится на расстоянии около 1500 световых лет (460 парсек). Хотя до сих пор в Млечном Пути было обнаружено всего несколько десятков чёрных дыр, считается, что их сотни миллионов, но большинство из них одиночны и не дают излучения, поэтому их можно обнаружить только с помощью гравитационного линзирования.
По теореме об «отсутствии волос», достигнув стабильного состояния после образования, чёрная дыра имеет только три независимых физических свойства: массу, электрический заряд и угловой момент; в остальном чёрная дыра не имеет особенностей. Если гипотеза верна, то любые две чёрные дыры, имеющие одинаковые значения этих свойств, или параметров, неотличимы друг от друга. В какой степени эта гипотеза верна для реальных чёрных дыр в соответствии с законами современной физики, в настоящее время является нерешённой проблемой.
Поскольку чёрная дыра в конечном итоге достигает стабильного состояния, описываемого только тремя параметрами, нет способа избежать потери информации о начальных условиях: гравитационное и электрическое поля чёрной дыры дают очень мало информации о том, что в неё вошло. Потерянная информация включает все величины, которые невозможно измерить вдали от горизонта чёрной дыры, включая приблизительно сохраняющиеся квантовые числа, такие как общее число барионов и лептонов. Такое поведение настолько озадачило учёных, что его назвали парадоксом исчезновения информации в чёрной дыре.
Звездоплавание
В современной астрономии выделяют 4 космические скорости.
Первая космическая скорость
Первая космическая скорость – это минимальное значение горизонтальной скорости над поверхностью Земли, которое нужно придать летательному аппарату для вывода на круговую орбиту. Если говорить проще, то первая космическая скорость, то это показатель, скорости который нужен для вывода космического корабля или другого объекта в космос.
Первая космическая скорость равна 7,91 км/с. Впервые данный показатель скорости, был достигнут советским аппаратом «Спутник» 4 октября 1957 года, при этом был выведен первый в истории космонавтики искусственный спутник Земли.
Нужно отметить, что с увеличением высоты над поверхностью Земли, показатель первой космической скорости уменьшается. Так уже на высоте в 100 километров показатель первой скорости будет равен 7 844 м/с. Это объясняется снижением силы Земного притяжения.
Вторая космическая скорость
Вторая космическая скорость – она же скорость убегания – это показатель ускорения космического аппарата относительно Земли или другого космического тела, которое нужно придать для преодоления гравитационного в притяжения.
Если говорить проще – вторая космическая скорость это ускорение, которое позволяет преодолеть притяжения космического тела, с которого был осуществлен запуск. К примеру, вторая космическая скорость позволяет преодолеть притяжения Земли и покинуть замкнутую околоземную орбиту.
Вторая космическая скорость для нашей планеты равна 11,2 км/с. Для каждого космического тела данный показатель будет отличатся в зависимости от его силы притяжения. К примеру, для Солнца показатель второй космической скорости будет равен 617,7 км/с.
Космические корабли, получившие ускорение равное второй космической скорости автоматически становятся спутниками не Земли, а Солнца. Если космический аппарат вертикально запустить с Земли и придать ему второй космической скорости, то он никогда не начнет падать обратно.
Впервые вторую космическую скорость, смог достичь, советский аппарат «Луна-1» в январе 1959 года.
Третья космическая скорость
Третья космическая скорость – это минимальный показатель ускорения кос-мического аппарата, который необходимо достичь для преодоления гравитационного притяжения не только Земли, но и Солнца. При достижении третей космической скорости, летательные аппараты имеют возможность покинуть пределы Солнечной системы.
Третья космическая скорость для нашей планеты равна 46,9 км/с. Это колоссальный показатель скорости. Чтобы его достичь ученые идут на хитрости. При запуске ракет для достижения высокого ускорения используют орбитальное ускорение планеты равное 29,8 км/с и осевое вращение равное 0,5 км/с. В силу этого для получения третьей космической скорости достаточно разогнать аппарат на Земле до 16,6 км/с, что в сумме даст необходимые 46,9 км/с.
Впервые третью космическую скорость, достигнул космический аппарат «Новые горизонты». Покидая Землю, аппарат достиг скорости в 16,26 км/с. Относительно Солнца скорость была равна 45 км/с. Третья космическая скорость была достигнута за счет гравитационного маневра вокруг Юпитера, что прибавило 4 километра к скорости.
Четвертая космическая скорость
В современной астрономии четвертой космической скоростью принято считать ускорение, летательного аппарата или другого тела, которое позволяет преодолеть силу притяжения галактики. Ученые говорят, что четвертая космическая скорость не является постоянной величиной. Для каждого участка галактики она будет иметь разное значение.
Четвертая космическая скорость в пределах нашей Солнечной системы примерно равна 550 километрам в секунду. Но это и это относительный показатель, который зависит не только от расстояния к центру галактики, но и от перераспределения вещества – скрытая масса.
Наше Солнце двигается вокруг центра Млечного пути со скоростью 217 км/с. Если бы этот показатель увеличить в 3 раза, то Солнце могло бы покинуть состав галактики. Значительный импульс ускорения могут получить звезды, находящиеся вблизи сверхмассивной черной дыры в центре Млечного пути. Иногда они могут разгонятся до 4000 км/с и вылетать с центра галактики как «пушечные ядра».
1 ноября 1962 года была запущена советская автоматическая межпланетная станция «Марс-1» — первый в истории космический аппарат, выведенный на траекторию полета к Марсу. «Марс-1» был укомплектован камерой для получения снимков поверхности Марса, оборудованием для обнаружения магнитного поля Красной планеты и измерения магнитных полей в межпланетном пространстве, набором датчиков для изучения радиационных поясов Марса, радиотелескопом для изучения космического радиоизлучения, датчиками для регистрации микро-метеоритов и множеством других устройств. Трехметровый аппарат весил почти тонну.
Константин Эдуардович Циолковский – изобретатель, философ, учёный, разрабатывавший теоретические вопросы космонавтики, мыслитель, занимав-шийся философскими проблемами освоения космоса. Циолковского называют отцом русской космонавтики.
Стоял у истоков зарождения теоретической космонавтики, первым нашел обоснование для применения ракет в космических полетах, доказал необходимость использования так называемых «ракетных поездов», которые были прототипом современных многоступенчатых ракет.
Он рассчитал и доказал достижение ракетой космической скорости. Циолковский задумался о создании искусственного спутника Земли. Роль Циолковского в космонавтике, и в астрономии в целом, огромная.
Сергей Павлович Королев – советский конструктор, разработчик ракетно-космических комплексов. Внес огромный вклад в отечественное ракетостроение и покорение космоса. Имя выдающегося конструктора Сергея Королева известно во всем мире. В историю он вошел, как талантливый ученый, положивший начало развитию отечественной космонавтики. Результаты изысканий Сергея Павловича по сей день применяются в ракетостроении и ряде смежных областей.
В конце 1929-го изобретатель познакомился с Константином Циолковским, и это стало самым знаковым событием в биографии молодого конструктора. Ученый подарил коллеге книгу «Космические ракетные поезда» и посоветовал ему заняться изучением космических полетов. Королев вел активную деятельность по разработке многоступенчатых ракет межконтинентальной серии. Конструктор разработал баллистическую ракету Р-7 дальностью 8000 км., а позже и ее модернизированный вариант – Р-7А, способную преодолевать расстояние до 12000 км. Сергей Павлович занимался конструированием космических летательных аппаратов.
В октябре 1957 года под его руководством был запущен первый в истории человечества искусственный спутник Земли.
В 1960 году на орбиту вывели КА с собаками на борту. 12 апреля 1961 года Королев и его команда отправили в космос Юрия Гагарина.
При жизни конструктор поучаствовал в еще семи запусках пилотируемых космических аппаратов. Помимо этого, в космос были отправлены десятки спутников, позволивших собрать бесценные научные данные. В конце трудовой биографии Сергей Павлович разрабатывал программы по покорению Марса и Луны.
Для полётов космических аппаратов к другим планетам и телам Солнечной системы необходимо производить очень точные расчёты траекторий с использованием законов небесной механики. При их запуске исходят из трёх основных соображений.
Во-первых, геоцентрическая скорость космического аппарата при выходе на орбиту относительно Земли должна превышать вторую космическую ско-рость.
Во-вторых, после преодоления притяжения Земли гелиоцентрическая орбита аппарата должна пересекаться с орбитой данной планеты (или другого небесного тела). А также необходимо подобрать такой момент запуска, чтобы орбита аппарата была наиболее оптимальной с точки зрения сроков полёта, затрат топлива и ряда других требований.
Одним из классов межпланетных траекторий являются энергетически оптимальные орбиты, которые соответствуют наименьшей геоцентрической скорости космических аппаратов в момент достижения границы сферы действия Земли. Конструкция и оборудование современных космических аппаратов обеспечивают возможность совершения межпланетных перелетов с выходом на орбиту спутника планеты, посадкой на планету и передвижение по её поверхности.
Вопросы для самоконтроля:
1. Опишите структурные составляющие элементы галактики Млечный Путь 2. К какому из рукавов галактики Млечный Путь относится Солнечная система? 3. Какие объекты находятся в центре Галактик? 4. Какие из галактик – соседей Млечного Пути вы можете привести? 5. Что такое квазары? 6. Назовите и охарактеризуйте космические скорости 7. Что такое звездоплавание и в чем его особенности? 8. Какие существуют принципиальные трудности в достижении новых звездных миров?
Чёрная дыра, шаровое скопление
Время на прочтение
Шаровое скопление Мессье 80 в созвездии Скорпиона расположено в 28 000 световых годах от Солнца и содержит сотни тысяч звёзд
Шаровое скопление — это скопление гравитационно связанных звёзд в виде близкой к сфере фигуры. При этом концентрация звёзд в центре скопления выше, чем на окраине. В скопления могут входить от десятков тысяч до многих миллионов звёзд.
Хотя одно шаровое скопление, Омега Центавра, наблюдалось в древности и долгое время считалось звездой, признание истинной природы скоплений пришло с появлением телескопов в XVII веке. В первых телескопических наблюдениях шаровые скопления выглядели как нечёткие пятна, что заставило французского астронома Шарля Мессье включить многие из них в свой каталог астрономических объектов. Используя более крупные телескопы, астрономы XVIII века поняли, что шаровые скопления — это группы, состоящие из множества отдельных звёзд. В начале XX века распределение шаровых скоплений на небе стало одним из первых доказательств того, что Солнце находится далеко от центра Млечного Пути.
Шаровые скопления встречаются почти во всех галактиках. В спиральных галактиках, таких как Млечный Путь, они в основном находятся во внешней сфероидальной части галактики — галактическом гало. Это самый крупный и массивный тип звёздных скоплений, они, как правило, старше, плотнее и состоят из меньшего количества тяжёлых элементов, чем открытые скопления, которые обычно встречаются в дисках спиральных галактик. В Млечном Пути известно более 150 шаровых скоплений, а реально их может быть гораздо больше.
Происхождение шаровых скоплений и их роль в галактической эволюции неясны. Некоторые из них — одни из самых старых объектов в своих галактиках и даже во Вселенной, что ограничивает оценки возраста Вселенной. Раньше считалось, что звёздные скопления состоят из звёзд, которые образовались одновременно из одной звездообразующей туманности, но почти все шаровые скопления содержат звёзды, образовавшиеся в разное время или имеющие разный состав. Некоторые скопления могли иметь несколько эпизодов звездообразования, а некоторые могут быть остатками небольших галактик, захваченных более крупными галактиками.
Первое известное шаровое скопление, которое сейчас называется M 22, было открыто в 1665 году Абрахамом Иле, немецким астрономом-любителем. Скопление Омега Центавра, легко видимое на южном небе невооружённым глазом, было известно древним астрономам, таким как Птолемей, как звезда, но было переклассифицировано как туманность Эдмондом Галлеем в 1677 году, а затем, в начале 19 века, Джоном Гершелем как шаровое скопление.
К тому времени, как Уильям Гершель в 1782 году начал всестороннее исследование неба с помощью больших телескопов, было известно 34 шаровых скопления. Гершель обнаружил ещё 36 и первым указал, что практически все из них не отдельные объекты, а скопления звёзд. Он же ввёл сам термин «шаровое скопление».
Большая часть шаровых скоплений Млечного Пути находится на нашем небе вблизи галактического ядра. В 1918 году Шапли использовал это сильно асимметричное распределение для определения общих размеров галактики. Предполагая примерно сферическое распределение шаровых скоплений вокруг центра галактики, он использовал положение скоплений для оценки положения Солнца относительно галактического центра.
Число известных шаровых скоплений в Млечном Пути продолжало расти, достигнув 83 в 1915 году, 93 в 1930 году, 97 в 1947 году, и 157 в 2010 году. Считается, что дополнительные, неоткрытые шаровые скопления находятся в галактическом балдже (сфероидальном уплотнении из звёзд в центре Галактики) или скрыты газом и пылью Млечного Пути.
Астрономы ищут экзопланеты у звёзд в шаровых звёздных скоплениях. Поиск гигантских планет в шаровом скоплении 47 Tucanae в 2000 году не дал результатов, что говорит о том, что присутствие более тяжёлых элементов в звёздах (а в шаровых скоплениях их крайне мало), необходимых для создания таких планет, должно составлять не менее 40% от содержания элементов в Солнце. Поскольку землеподобные планеты состоят из более тяжёлых элементов, таких как кремний, железо и магний, вероятность появления планет земной массы у звёзд-членов шаровых скоплений гораздо ниже, чем у звёзд в окрестностях Солнца. Поэтому маловероятно, что в шаровых скоплениях есть пригодные для жизни земные планеты.
Если эта публикация вас вдохновила и вы хотите поддержать автора — не стесняйтесь нажать на кнопку
Плеяды в культуре
Диск из Небры. Группа точек в верхней правой части интерпретируется как Плеяды
Галактика Млечный Путь
Галактика Млечный Путь
Млечный Путь. В безлунную осеннюю ночь хорошо заметна тянущаяся через всё небо светлая полоса – это Млечный Путь, названный так в древности за присущий ему оттенок. Направив на него бинокль или телескоп, вы убедитесь в том, что свет Млечного Пути исходит от множества не различимых невооружённым глазом звёзд (об этом догадывался ещё Демокрит в IV в. до н. э., а впервые обнаружил Галилей).
Млечный Путь опоясывает всё небо; у него нет резких границ, а разные участки имеют неодинаковую ширину и яркость. В Млечном Пути сосредоточено подавляющее число звёзд нашей Галактики — огромной звёздной системы спиралеобразной формы («галактика» — от греческого слова, означающего «молочный»).
Солнце, являющееся одной из звёзд Галактики, находится вблизи её плоскости симметрии — галактической плоскости. Поэтому большинство звёзд Галактики проецируется на небесную сферу не хаотично, а в пределах той полосы, которую мы и называем Млечным Путём.
Число звёзд в Галактике порядка триллиона. Самые многочисленные звёзды — это карлики с массами примерно в 10 раз меньше массы Солнца. Кроме одиночных звёзд и их спутников (планет), в состав Галактики входят двойные и кратные звёзды, а также группы звёзд, связанные силами тяготения и движущиеся в пространстве как единое целое, называемые звёздными скоплениями. Некоторые из них можно отыскать на небе в телескоп, а иногда и невооружённым глазом, например звёздное скопление Плеяды в созвездии Тельца. Это рассеянное звёздное скопление. Такие скопления не имеют правильной формы; их в настоящее время известно более тысячи. Кроме рассеянных скоплений существуют шаровые звёздные скопления (например – в созвездии Геркулеса). Если в рассеянных скоплениях содержатся сотни или тысячи звёзд, то в шаровых их сотни тысяч. Силы тяготения удерживают звёзды в таких скоплениях миллиарды лет. Известно около 150 шаровых скоплений. В отличие от рассеянных звёздных скоплений, состоящих в основном из звёзд, которые принадлежат главной последовательности, шаровые скопления содержат красные и жёлтые гиганты и сверхгиганты. С помощью рентгеновских телескопов, установленных на специальных искусственных спутниках Земли, открыто рентгеновское излучение многих шаровых скоплений.
Пространственные материальные объекты и структуры
В различных созвездиях можно увидеть в телескоп туманные пятна, которые состоят в основном из газа и пыли, — это туманности. Туманности неправильной, клочковатой формы называют диффузными, а те, которые имеют правильную форму и напоминают по виду планеты, — планетарными. Пример диффузной туманности — большая газопылевая туманность в созвездии Ориона. Расстояние до неё около 500 пк. Интересна небольшая диффузная туманность – Крабовидная туманность. Это остаток сверхновой звезды, вспыхнувшей в 1054 г. Расстояние не менее 1,5 кпк. Туманность расширяется со скоростью более 1000 км/с. В центре туманности находится пульсар, обладающий мощным магнитным полем, ускоряет электроны и вызывает свечение туманности в различных участках спектра электромагнитных волн. Пример планетарной туманности — туманность Кольцо в созвездии Лиры. Туманности, в основном состоящие из пыли, выделяются на фотографиях звёздного неба в виде тёмных участков. Там, где не видно ни звёзд, ни туманностей, пространство вовсе не пусто. Оно заполнено очень разреженным межзвёздным газом и межзвёздной пылью. В межзвёздном пространстве существуют и различные поля (гравитационное и магнитное), космические лучи (потоки заряженных частиц, которые при движении в магнитных полях разогнались до скоростей, близких к скорости света, и приобрели огромную энергию).
Подавляющая часть звёзд и материи Галактики занимает линзообразный объём (диск с утолщением). Диаметр диска около 3 – 10 пк. Солнце находится на расстоянии около 10 пк от центра Галактики, скрытого от нас облаками межзвёздной пыли.
В центре Галактики расположено её ядро. Если бы мы могли взглянуть на галактический диск сверху, то обнаружили бы огромные спиральные ветви (рукава), в основном содержащие звёзды и массивные газовые облака. Объекты, концентрирующиеся ближе к ядру Галактики – шаровые звёздные скопления. Такова лишь очень упрощённая схема строения Галактики. Галактики расположен в созвездии Стрельца. В центре Галактики находится сверхмассивная чёрная дыра с массой около 3 млн масс Солнца. Солнце и ближайшие к нему звёзды движутся вокруг центра Галактики со скоростью 250 км/с, совершая полный оборот примерно за 200 млн лет. Кроме того, Солнце (а вместе с ним и вся Солнечная система) движется со скоростью около 20 км/с по направлению к точке, которая называется апексом (от лат. «вершина») и положение которой на небесной сфере известно (а = 18ч, 8 = +30°).
В начале XX в. телескоп раскрывает перед человеком поистине космические глубины: астрономам стала доступна область Вселенной, в которой находятся миллиарды галактик. Существуют как небольшие (карликовые) галактики, так и галактики-гиганты. Например, соседняя с Млечным Путем – галактика Андромеды. Её диаметр не менее 40 кпк, т. е. превышает диаметр Млечного Пути в два раза. Галактики различаются размерами, числом входящих в них звёзд, светимостями, внешним видом. Они обозначаются номерами, под которыми их вносят в каталоги. Например, М31, М82 (каталог Мессье) или NGC 224, NGC 3034 (Новый общий каталог).
По внешнему виду галактики условно разделены на три основных типа: – эллиптические – спиральные – неправильные.
Пространственная форма эллиптических галактик — эллипсоиды с разной степенью сжатия. Спиральные галактики — самый многочисленный тип. К нему относятся Млечный Путь и Галактика Андромеды (М31, или NGC 224), удалённая от нас примерно на 2,5 млн св. лет. Это одна из немногих галактик, которую можно увидеть невооружённым глазом. Неправильные галактики не имеют центральных ядер и не обнаруживают закономерностей в своём строении. Жители Южного полушария Земли могут невооружённым глазом видеть две неправильные галактики — Большое и Малое Магеллановы Облака, являющиеся спутниками нашей Галактики. Они находятся сравнительно недалеко от нас.
Наблюдения за космосом привели к открытию в 1963 г. удивительных звёздоподобных источников радиоизлучения – квазаров. Сейчас их открыто более тысячи. Квазар – объект невероятно мощный по излучению, в миллионы раз больше обычных звезд. Например самый яркий квазар виден как звезда 12 звездной величины (т.е. едва видим в телескоп), казалось бы малюсенькая звездочка. Но вот расположен он на расстоянии около 3 млрд св. лет(!), те есть настолько далеко, что мы вообще не должны были бы его видеть! Излучает квазар больше энергии, чем самые яркие галактики. Светимость этого квазара в 500 раз превосходит светимость галактики Андромеды. При этом размеры квазара не превышают одного светового года. Вычисления показывают, что массы квазаров достигают многих миллионов солнечных масс. Чтобы вызвать и длительное время поддерживать сверхмощное излучение квазаров, требуется энергия, которую не может обеспечить ни один из известных ныне источников, включая термоядерный синтез.