Какую форму имеет млечный путь: Какую форму имеет Млечный Путь и откуда мы это знаем?

Содержание

Какую форму имеет Млечный Путь и откуда мы это знаем?

24.12.2022 от Мрозовский Андрей

Учёные давно искали ответ на вопрос: какую форму имеет Млечный Путь? Авторы и права: NASA.

Изучать крупномасштабную структуру нашей галактики непросто. У нас нет чёткого представления об особенностях Млечного Пути, как о других галактиках, в основном потому, что мы живём внутри него. Но у нас есть некоторые преимущества. Изнутри мы можем проводить детальные исследования звёздного населения Млечного Пути и его химического состава. Это даёт исследователям инструменты, необходимые им для сравнения нашей галактики с миллионами других галактик во Вселенной и ответа на вопрос какую форму имеет Млечный Путь?

На этой неделе международная группа исследователей из США, Великобритании и Чили опубликовала статью, посвящённую именно этому. Они просмотрели каталог из десяти тысяч галактик, составленный в ходе Слоановского цифрового обзора неба, в поисках галактик со сходными характеристиками.

Они обнаружили, что у Млечного Пути есть близнецы, но многие из них похожи только внешне, а фундаментальные различия скрыты в данных. То, что они обнаружили, имеет значение для нашего понимани будущей эволюции нашей собственной галактики.

Анализ данных

Чтобы начать поиск, исследователи сузили размер выборки, выбрав только те галактики, которые соответствовали тому, что мы знаем о Млечном Пути. Во-первых, они отфильтровали галактики с общей массой, аналогичной массе Млечного Пути. Во-вторых, они исключили галактики с совершенно другим “отношением выпуклости к общему размеру”. Наконец, они выбрали только галактики с похожим типом, используя классификацию Хаббла, которая группирует галактики на основе их формы. Некоторые галактики, такие как наша, имеют спиралевидную форму, в то время как другие, как правило, более старые, имеют форму нечётких пятен и известны как эллиптические галактики. В системе классификации Хаббла возможны и другие уточнения, в том числе перемычки в центрах для некоторых спиралей, например.

Какую форму имеет Млечный Путь?

Оказывается, действительно есть галактики, очень похожие на нашу. 56 из 138 галактик в выборке, также оказались спиральными галактиками, как и наш собственный Млечный Путь.

Что характеризует эти галактики, подобные Млечному Пути, так это то, что они на протяжени долгого времени, постоянно и неторопливо формировали новые звёзды во внешних областях. Внутренняя область, с другой стороны, переживала драматический период интенсивного звездообразования в начале истории галактики, вызванный потоком газа, втягивающимся внутрь к центру из внешней области. Позже произошёл гораздо более медленный период звездообразования в ядре, основанный на повторном использовании газа, выдуваемого более старыми звёздами во внешней области. Эти новые звёзды, созданные из переработанного материала, имеют более высокий уровень металличности, они состоят из более тяжёлых элементов, которых не хватало в начальном поколении звёзд. Мы видим эту же закономерность здесь, в нашей собственной галактике.

На этом снимке телескопа “Хаббл” изображена спиральная галактика с перемычкой NGC 2336. Авторы и права: NASA / ESA / Hubble / V. Antoniou / Judy Schmidt.

Но это верно не для всех 138 изученных галактик. Значительная часть галактик, которые на первый взгляд казались похожими на Млечный Путь, при ближайшем рассмотрении выглядели совсем по-другому. Они делятся на две категории.

Первая категория (включающая 55 из 138 галактик) – это галактики, у которых, по-видимому, вообще нет различий между их внутренней и внешней областями. В этих галактиках звездообразование происходило равномерно, в течение долгого времени без диких всплесков звездообразования в ядре. В этих галактиках звёзды как во внутренней, так и во внешней областях кажутся идентичными.

Между тем вторая категория состоит из так называемых галактик с “центральным затуханием” (27 из 138), и это, пожалуй, самые странные из группы. У этих объектов, похоже, отсутствует какой-либо значительный период недавнего звездообразования из переработанного материала в их ядрах, а это означает, что радиальный приток газа из внешних областей, который мы наблюдаем в Млечном Пути, не происходит в этих галактиках.

Будущее Млечного Пути

Одна постоянная особенность этих галактик с центральным гашением заключается в том, что они, как правило, завершили большую часть своего звездообразования в прошлом. Последнее намекает на то, что, возможно, они могут быть старше Млечного Пути.

Если это правда, вероятно, мы смотрим в будущее Млечного Пути. Наша галактика может когда-нибудь также оказаться с погашенным центром, и поэтому эти галактики представляют собой превью следующего этапа галактической эволюции.

Нам ещё многое предстоит узнать, но мы уже можем с уверенностью сказать, какую форму имеет Млечный Путь. Новое исследование предлагает много новых возможностей для изучения, когда дело доходит до галактической эволюции. По сути, оно показывает, что мы не совсем уникальны. Во Вселенной существует огромное разнообразие типов галактик, но, по крайней мере, некоторые из них развивались по тем же правилам, что и Млечный Путь, и многие из них находятся на одном и том же жизненном этапе. Изучение этих двойников может помочь нам узнать больше о нашем собственном доме.

Больше информации: arXivOrg

Мрозовский Андрей

✉ Связаться с автором

Приветствую! Я основатель и администратор сайта UniverseTodayRu. Увлекаюсь астрономией, физикой и математикой. В 2010 году окончил физ.-мат. факультет БрГУ им. Пушкина. Для наблюдений и съёмки использую связку Sky-Watcher BK 909EQ2 и Canon EOS 1100D. В свободное время вы можете увидеть, как я смотрю на звёзды, задаваясь вопросом, что там? Кроме точных наук интересуюсь всем, что связано с программным обеспечением и информационными технологиями.

«Какой формы наша галактика? И где там находимся мы? » — Яндекс Кью

Форма Млечного Пути

ИЗ НОМЕРА ЗА ФЕВРАЛЬ 2022 ГОДА

Чтобы понять природу нашей галактики, астрономам пришлось обратиться к далеким островным вселенным.

К Раймонд Шубински | Опубликовано: среда, 9 февраля 2022 г.

ПОХОЖИЕ ТЕМЫ: МЛЕЧНЫЙ ПУТЬ | БОЛЬШОЕ МАГЕЛЛАНОВОЕ ОБЛАКО | МАЛЕНЬКОЕ МАГЕЛЛАНОВОЕ ОБЛАКО | ТУМАННОСТЬ

Яркая полоса Млечного Пути от Кассиопеи до Скорпиона тянется по небу над долиной Панаминт в Национальном парке Долина Смерти.

John Fisanotti

Обратите свой взор на ночное небо, и вы увидите яркую туманную полосу света, пересекающую небо.

На протяжении тысячелетий наблюдатели размышляли об истинной природе Млечного Пути. Греки говорили, что полоса дымки в небе — это молоко, вытекающее из груди богини Геры, египтяне думали, что это коровье молоко, а некоторые австралийские аборигены думали, что это река, текущая по небу.

Сегодня мы знаем, что смотрим в плоскость нашей спиральной галактики, состоящей как минимум из 100 миллиардов звезд. Но понять форму Млечного Пути было трудно вплоть до 20-го века. Проблема в том, что мы не можем увидеть нашу галактику с высоты птичьего полета, потому что наша Солнечная система скрыта внутри галактики. Но с изобретением телескопа, фотографии, спектроскопии и радиоастрономии мы открыли форму и размер нашей родной галактики — и наше место среди миллиардов звезд, составляющих нашу островную вселенную.

Революция телескопа

До появления телескопа не было четкого представления о размерах нашей галактики. Почти 25 столетий назад греческий философ Демокрит предположил, что Млечный Путь заполнен звездами, которые сливаются вместе из-за большого расстояния. Однако 100 лет спустя Аристотель предположил, что туманная река света — это атмосферное явление. Авторитет Аристотеля сохранялся на протяжении почти 2000 лет, пока два маленьких кусочка стекла, наконец, не свергли его.

Когда Галилей направил свой телескоп на небо в 1609 году, он сделал поразительные открытия. Он опубликовал свои наблюдения в небольшой книге Sidereus Nuncius в марте 1610 года. Он заявил, что Луна неровная и несовершенная, а у Юпитера четыре спутника. Галилей также просканировал Млечный Путь и сообщил: «Эта подзорная труба позволила мне обнаружить множество неподвижных звезд, которых никогда раньше не видели, и их более чем в десять раз больше, чем видно естественным путем».

Наблюдая за такими объектами, как туманность Ориона (M42) и скопление Улей (M44) в созвездии Рака, Галилей обнаружил множество звезд, невидимых невооруженным глазом. Он думал, что все нечеткие объекты на небе превратятся в звезды; астроном не мог знать, что каждый из них сыграет свою роль в создании картины нашей галактики.

Представление этого художника о Млечном Пути основано на данных космического телескопа НАСА «Спитцер». Инфракрасные изображения показали, что в спиральной структуре Млечного Пути преобладают два из четырех основных рукавов: Рукав Персея и Рукав Щита-Центавра. Между ними расположены руки Норма и Стрелец. Недавно обнаруженная структура Cattail, о которой в августе 2021 года сообщили астрономы Нанкинского университета в Китае, также может быть спиральным рукавом или очень длинной нитью газообразного водорода.

Астрономия: Роен Келли, по материалам NASA/JPL-Caltech

Спиральные туманности

Добившись славы в 1781 году, когда он открыл Уран, Уильям Гершель был быстро назначен придворным астрономом короля Георга III. Король дал ему деньги на строительство телескопов, включая его 40-футовый (12-метровый) телескоп с 48-дюймовым зеркалом.

С его помощью Гершель составил, возможно, первую систематическую карту Млечного Пути. Он начал с наблюдения плотной области Млечного Пути и подсчета количества звезд в поле зрения. По мере удаления от плоскости Млечного Пути количество звезд падало.

Гершель предположил, что количество звезд в каждой области является прямым показателем звездного населения в этом направлении. Не подозревая о какой-либо связи между слабостью и расстоянием или о том, что миллионы слабых звезд были скрыты от его поля зрения, он нарисовал схему Млечного Пути, которая выглядит как гигантская амеба!

К 1840-м годам оборудование Гершеля затмило Левиафана из Парсонстауна в Ирландии.

Построенный для Уильяма Парсонса, графа Росса, этот чудовищный телескоп с 72-дюймовым зеркалом позволил Россу создавать удивительно подробные рисунки того, что он видел. В частности, его наблюдения галактики Водоворот (M51), Галактики Треугольника (M33) и M99 (NGC 4254) показал отчетливые спиральные структуры. Не имея надлежащего способа измерения расстояний, астрономы могли только сомневаться, находятся ли эти туманности, подобно звездам и скоплениям, в пределах Млечного Пути. В конце концов, если бы они были отдаленными структурами за пределами Млечного Пути, что это значило бы для нашего места во Вселенной?

Уильям Гершель построил свою карту Млечного Пути с помощью измерений, которые он назвал «звездными измерителями», которые он делал, направляя свой телескоп на участки неба и подсчитывая количество звезд, которые он видел. Результатом является поперечное сечение Млечного Пути с точки зрения Земли.

Кэролайн Гершель

Космические мерки

Споры о физической природе Млечного Пути продолжались до начала 20 века. Разжечь дискуссию помогли две новые технологии: спектроскопия и фотография. Возможность анализировать звездный свет дала астрономам новый мощный способ понять химию звезд, а фотография расширила ограниченную способность человеческого глаза собирать свет.

Вооружившись этими инструментами, астрономы Генриетта Ливитт, Эдвард С. Пикеринг и Эйнар Герцшпрунг обнаружили и определили взаимосвязь между периодом затемнения и увеличения яркости класса звезд, называемых переменными цефеидами. В 1908 августа Ливитт изучала переменные звезды на фотографиях Большого и Малого Магеллановых Облаков, отправленных в обсерваторию Гарвардского колледжа, где она работала, из обсерватории Гарварда в Перу. Она заметила ритмичное и предсказуемое изменение яркости этих звезд в Большом и Малом Магеллановых Облаках, которое может длиться от одного дня до более чем месяца, прежде чем повториться.

Кроме того, она обнаружила, что чем дольше период изменения, тем ярче кажется звезда. Поскольку все звезды в Малом Магеллановом Облаке находятся примерно на одинаковом расстоянии, она пришла к выводу, что период переменной цефеиды связан с ее истинной внутренней яркостью.

Пикеринг, директор обсерватории, предположил, что это соотношение период-светимость может быть полезно для определения распределения звездных скоплений и туманностей. И Герцшпрунг смог откалибровать эту технику, проведя независимые измерения расстояний до цефеид с помощью метода параллакса, наблюдая, насколько они смещаются относительно фоновых звезд, когда Земля вращается вокруг Солнца.

Таким образом, измерив период цефеиды, астрономы могли узнать ее истинную яркость и, сравнив ее с видимой яркостью, рассчитать, насколько далеко она находилась. У астрономов наконец появился надежный космический критерий.

Примерно в то же время молодой астроном Харлоу Шепли начал измерять распределение шаровых скоплений — компактных и плотных сфер звезд. К 1918 году он обнаружил, что скопления сосредоточены вокруг созвездия Стрельца, образуя ореол вокруг Млечного Пути. Он также провел улучшенные измерения параллакса переменных цефеид, что, в свою очередь, улучшило калибровку соотношения Ливитта.

Используя эти данные, Шепли не только определил местонахождение центра нашей галактики — в Стрельце — но и показал, что Млечный Путь в 10 раз больше, чем предполагалось ранее. Его наблюдения также поместили нашу Солнечную систему далеко от центра галактики. Учитывая размер нашей галактики, Шепли был убежден, что спиральные туманности, как и шаровые скопления, являются частью Млечного Пути.

Переменные звезды-цефеиды по-прежнему важны для понимания формы Млечного Пути. Каждая точка на этом изображении представляет собой цефеиду, расстояние до которой было измерено командой с помощью телескопа Optical Gravitational Lensing Experiment (OGLE) в центре обсерватории Лас Кампаньяс в Чили.

К. Улачик/Дж. Skowron/OGLE

Великий спор

К началу 20 века предположения о спиральных туманностях и природе Млечного Пути достигли апогея. Фотография ясно показала, что эти туманности имеют четко очерченную спиральную структуру, состоящую из бесчисленных звезд, но не было хороших измерений их расстояния, чтобы проверить, находятся ли они в пределах Млечного Пути или нет.

В апреле 1920 года Харлоу Шепли встретился с Хибером Кертисом в Национальном музее естественной истории в Вашингтоне, округ Колумбия, в дискуссии под названием «Большие дебаты». Шепли утверждал, что спиральные и все другие туманности являются частью Млечного Пути, как и шаровые скопления. Но Кертис предоставил убедительные доказательства того, что это были независимые звездные системы — «островные вселенные», как он их называл (термин, придуманный немецким философом Иммануилом Кантом).

Переменные цефеид в конечном итоге уладили спор. Несколько лет спустя, используя 100-дюймовый телескоп Хукера в обсерватории Маунт-Вилсон в Калифорнии, Эдвин Хаббл обнаружил переменные цефеиды в спиральной туманности Андромеды. Используя калибровку Шепли соотношения периода и светимости Ливитта, Хаббл показал, что этот объект имеет 900 000 световых лет от нас, далеко за пределами Млечного Пути. (С тех пор эта цифра была уточнена до 2,5 миллионов световых лет.) С помощью одного измерения он доказал, что Млечный Путь — это не вся Вселенная, а часть огромного моря островных вселенных.

В 2019 году команда OGLE выпустила трехмерную карту Млечного Пути, на которой запечатлено более 2400 цефеид. Карта показывает, как искривляется внешняя часть диска галактики. Это искривление было обнаружено ранее, но это был первый раз, когда оно было нанесено на карту с прямыми измерениями расстояния до звезд.

Ян Сковрон/OGLE/Астрономическая обсерватория Варшавского университета

Радиоастрономия восходит

В 19 веке астрономы были озадачены большими участками вдоль Млечного Пути, почти лишенными звезд. Эти так называемые угольные мешки казались темными дырами на звездном фоне. По крайней мере, один астроном предположил, что это могут быть отверстия в небеса!

Поскольку в то время исследование Млечного Пути все еще ограничивалось видимым светом, астрономы не знали, что угольные мешки представляют собой огромные облака газа и пыли, блокирующие свет далеких звезд. Потребуется разработать новую технологию, прежде чем астрономы смогут исследовать и понять эти холодные темные облака, бегущие по плоскости Млечного Пути.

Рождение радиоастрономии предоставило этот новый инструмент и привело к открытию того, что галактика заполнена не только пылью, но и огромным количеством холодного нейтрального газообразного водорода. Большую часть времени протон и электрон атома водорода вращаются в одном направлении. Но иногда электроны переворачиваются и вращаются в другом направлении. Для любого данного атома водорода это происходит примерно раз в 100 миллионов лет. При этом энергия излучается с длиной волны 21 сантиметр. Эти волны проходят прямо сквозь облака пыли, которые скрывают видимый свет, длина волны которого намного короче.

Когда в 1951 году астрономы впервые обнаружили 21-сантиметровое излучение, они начали использовать его, чтобы, наконец, заглянуть сквозь эти облака и построить более полную картину нашего Млечного Пути. Отмечая распределение нейтрального водорода, астрономы могут нанести на карту невидимые части галактики, проследив ее спиральные рукава, где сконцентрирован водород.

Форма нашей галактики

За последние 70 лет появилась картина массивной галактики с четырьмя первичными спиральными рукавами. Солнце расположено в 27 000 световых лет от галактического центра вдоль отрога Ориона, меньшего рукава, расположенного между рукавами Персея и Стрельца. В последние годы астрономы обнаружили, что центральная выпуклость нашей галактики имеет стержневую структуру. А его диск из газа и звезд слегка искривлен и искривлен, возможно, из-за гравитационного взаимодействия с соседними карликовыми галактиками.

Есть более глубокие тайны, которые еще предстоит разгадать. Например, закон всемирного тяготения Ньютона утверждает, что звезды и газ на внешних краях галактики должны двигаться по орбите медленнее, чем объекты, расположенные ближе к ее центру, но вместо этого мы наблюдаем, что внешние объекты движутся быстрее. Это верно как в нашей галактике, так и в других. Единственное объяснение — без изменения закона гравитации — это невидимое существование гораздо большей массы, вероятно, в форме темной материи. Но эта темная материя никогда не наблюдалась напрямую.

Выделиться под куполом сияющих звезд и понять их истинную природу — удивительный подвиг человеческой изобретательности. Постижение необъятности нашей галактики и нашего места в ней — это поразительный акт человеческого воображения. Демокрит предвидел огромное количество звезд, которые он не мог видеть. И благодаря бесчисленному количеству астрономов, пришедших после него, мы нашли свое истинное место в галактике, которую называем домом.

Галактика Млечный Путь | Размер, определение и факты

Самые популярные вопросы

Почему галактику Млечный Путь назвали?

Галактика Млечный Путь получила свое название от Млечного Пути, неправильной светящейся полосы звезд и газовых облаков, которая простирается по небу, если смотреть с Земли.

Насколько велика Галактика Млечный Путь?

Первое достоверное измерение размеров Галактики Млечный Путь было сделано в 1917 году американским астрономом Харлоу Шепли. Предполагая, что шаровые скопления очерчивают Галактику, он определил, что ее диаметр составляет около 100 000 световых лет. Его ценности удивительно хорошо сохранились на протяжении многих лет.

Земля находится в центре галактики Млечный Путь?

Солнечная система находится примерно в 30 000 световых лет от центра Галактики Млечный Путь. Считается, что сама Галактика имеет диаметр около 100 000 световых лет.

Млечный Путь Галактика , крупная спиральная система, состоящая из нескольких сотен миллиардов звезд, одна из которых — Солнце. Он получил свое название от Млечного Пути, неправильной светящейся полосы звезд и газовых облаков, которая простирается по небу, если смотреть с Земли. Хотя Земля находится внутри Галактики Млечный Путь (иногда называемой просто Галактикой), у астрономов нет такого полного понимания ее природы, как у некоторых внешних звездных систем. Толстый слой межзвездной пыли закрывает большую часть Галактики от наблюдения оптическими телескопами, и астрономы могут определить ее крупномасштабную структуру только с помощью радио- и инфракрасных телескопов, которые могут обнаруживать формы излучения, проникающие сквозь заслоняющее вещество.

В этой статье обсуждаются структура, свойства и составные части Галактики Млечный Путь. Для подробного обсуждения космической вселенной, лишь небольшой частью которой является Галактика, см. космологию. Для звездной системы в Галактике, которая является домом Земли, см. Солнечную систему .

Основные компоненты Галактики

Хотя большинство звезд в Галактике существуют либо в виде одиночных звезд, таких как Солнце, либо в виде двойных звезд, существует множество заметных групп и скоплений звезд, которые содержат от десятков до тысяч членов. Эти объекты можно разделить на три типа: шаровые скопления, рассеянные скопления и звездные ассоциации. Отличаются они, прежде всего, возрастом и количеством звезд-членов.

Самыми большими и массивными звездными скоплениями являются шаровые скопления, названные так из-за их почти сферической формы. Галактика содержит более 150 шаровых скоплений (точное число неизвестно из-за затемнения пылью в полосе Млечного Пути, что, вероятно, мешает увидеть некоторые шаровые скопления). Они образуют почти сферический ореол вокруг Млечного Пути, с относительно небольшим числом в галактической плоскости, но высокой концентрацией в центре. Радиальное распределение, построенное как функция расстояния от центра галактики, соответствует математическому выражению, форма которого идентична той, что описывает распределение звезд в эллиптических галактиках.

Britannica Quiz

27 правильных или неверных вопросов из самых сложных научных викторин Britannica

Шаровые скопления — чрезвычайно яркие объекты. Их средняя светимость эквивалентна примерно 25 000 солнц. Самые светящиеся в 50 раз ярче. Массы шаровых скоплений, измеренные путем определения дисперсии скоростей отдельных звезд, колеблются от нескольких тысяч до более чем 1 000 000 солнечных масс. Скопления очень большие, диаметром от 10 до 300 световых лет. Большинство шаровых скоплений сильно сконцентрированы в своих центрах, имея звездное распределение, напоминающее изотермические газовые сферы с отсечкой, соответствующей приливным эффектам Галактики. Точная модель распределения звезд внутри скопления может быть получена из звездной динамики, которая учитывает типы орбит, которые звезды имеют в скоплении, встречи между этими звездами-членами и эффекты внешних воздействий. Американский астроном Иван Р. Кинг, например, вывел динамические модели, которые очень точно соответствуют наблюдаемому звездному распределению. Он обнаружил, что структуру скопления можно описать двумя числами: (1) радиусом ядра, который измеряет степень концентрации в центре, и (2) приливным радиусом, который измеряет предел плотности звезд на краю. кластера.

Ключевой отличительной чертой шаровых скоплений в Галактике является их равномерно стареющий возраст. Определенный путем сравнения звездного населения шаровых скоплений с моделями звездной эволюции, возраст всех измеренных до сих пор колеблется от 11 миллиардов до 13 миллиардов лет. Это самые старые объекты в Галактике, а значит, они должны были сформироваться одними из первых. На то, что это имело место, указывает также тот факт, что шаровые скопления, как правило, имеют гораздо меньшее количество тяжелых элементов, чем звезды в плоскости Галактики, например Солнце. Состоит из звезд, принадлежащих к экстремальному населению II ( см. ниже Звезды и звездное население), а также звезды высокоширотного гало, эти почти сферические скопления, по-видимому, образовались до того, как вещество Галактики сплющилось в нынешний тонкий диск. По мере эволюции составляющих их звезд они отдавали часть своего газа в межзвездное пространство. Этот газ был обогащен тяжелыми элементами (т. е. элементами тяжелее гелия), образующимися в звездах на более поздних стадиях их эволюции, так что межзвездный газ в Галактике постоянно изменяется. Водород и гелий всегда были основными составляющими, но значение тяжелых элементов постепенно возрастало. Нынешний межзвездный газ содержит элементы тяжелее гелия на уровне около 2 процентов по массе, в то время как шаровые скопления содержат всего 0,02 процента тех же элементов.

Оформите подписку Britannica Premium и получите доступ к эксклюзивному контенту. Подписаться сейчас

Скопления меньшего размера и менее массивные, чем шаровые скопления, находятся в плоскости Галактики вперемешку с большинством звезд системы, включая Солнце. Эти объекты называются рассеянными скоплениями, названными так потому, что они обычно имеют более открытый, рыхлый вид, чем типичные шаровые скопления.

Рассеянные скопления распределены в Галактике очень похоже на молодые звезды. Они сильно сконцентрированы вдоль плоскости Галактики и медленно уменьшаются в числе по мере удаления от ее центра. Крупномасштабное распределение этих скоплений невозможно узнать напрямую, потому что их существование в плоскости Млечного Пути означает, что пыль закрывает те, которые находятся на расстоянии более нескольких тысяч световых лет от Солнца. По аналогии с рассеянными скоплениями во внешних галактиках, подобных Галактике, предполагается, что они следуют общему распределению интегрального света в Галактике, за исключением того, что в центральных областях их, вероятно, меньше. Есть некоторые свидетельства того, что более молодые рассеянные скопления более плотно сконцентрированы в спиральных рукавах Галактики, по крайней мере, в окрестностях Солнца, где эти рукава можно различить.

Самые яркие рассеянные скопления значительно слабее самых ярких шаровых скоплений. Пиковая абсолютная светимость, по-видимому, примерно в 50 000 раз превышает светимость Солнца, но самый большой процент известных рассеянных скоплений имеет яркость, эквивалентную 500 солнечным светимостям. Массы можно определить по дисперсии измеренных скоростей отдельных звездных членов скоплений. Большинство рассеянных скоплений имеют небольшие массы порядка 50 масс Солнца. Их общая популяция звезд невелика, от десятков до нескольких тысяч.

Рассеянные скопления имеют диаметр всего от 2 или 3 до примерно 20 световых лет, при этом размер большинства из них составляет менее 5 световых лет. По структуре они сильно отличаются от шаровых скоплений, хотя их можно понять с точки зрения схожих динамических моделей. Важнейшим структурным отличием является их небольшая общая масса и относительная рыхлость, обусловленные сравнительно большими радиусами ядра. Эти две особенности имеют катастрофические последствия в том, что касается их конечной судьбы, потому что рассеянные скопления недостаточно гравитационно связаны, чтобы быть в состоянии противостоять разрушающим приливным эффектам в Галактике (9). 0005 см. звездное скопление : рассеянные скопления). Судя по выборке рассеянных скоплений в пределах 3000 световых лет от Солнца, только половина из них может выдерживать такие приливные силы более 200 миллионов лет, и всего 2 процента имеют продолжительность жизни до 1 миллиарда лет.

Измеренный возраст рассеянных скоплений согласуется с выводами, которые были сделаны об ожидаемой продолжительности их жизни. Как правило, это молодые объекты; известно, что лишь немногие из них имеют возраст более 1 миллиарда лет. Большинство из них моложе 200 миллионов лет, а некоторым — 1 или 2 миллиона лет. Возраст рассеянных скоплений определяется путем сравнения их звездной принадлежности с теоретическими моделями звездной эволюции. Поскольку все звезды в скоплении имеют почти одинаковый возраст и химический состав, различия между звездами-членами полностью являются результатом их разных масс. По прошествии времени после образования скопления массивные звезды, которые эволюционируют быстрее всего, постепенно исчезают из скопления, становясь белыми карликами или другими неяркими звездными остатками. Теоретические модели скоплений показывают, как этот эффект изменяет звездный состав во времени, а прямые сравнения с реальными скоплениями дают для них достоверные возрасты. Чтобы сделать это сравнение, астрономы используют диаграмму (диаграмма цвет-величина), которая отображает температуру звезд в зависимости от их светимости. Диаграммы цвет-величина были получены для более чем 1000 рассеянных скоплений, поэтому для этой большой выборки известен возраст.

Поскольку рассеянные скопления — это в основном молодые объекты, их химический состав соответствует обогащенной среде, из которой они образовались. Большинство из них по обилию тяжелых элементов подобны Солнцу, а некоторые даже богаче. Например, Гиады, составляющие одно из ближайших скоплений, содержат почти в два раза больше тяжелых элементов, чем Солнце. В 1990-х годах стало возможным обнаружить очень молодые рассеянные скопления, которые ранее были полностью скрыты в глубоких пыльных регионах. Используя инфракрасные детекторы, астрономы обнаружили, что многие молекулярные облака содержат очень молодые группы звезд, которые только что сформировались, а в некоторых случаях все еще формируются.

Даже более молодые, чем рассеянные скопления, звездные ассоциации представляют собой очень свободные группы молодых звезд, которые имеют общее место и время происхождения, но, как правило, недостаточно тесно связаны друг с другом гравитационно, чтобы сформировать стабильное скопление. Звездные ассоциации строго ограничены плоскостью Галактики и появляются только в тех областях системы, где происходит звездообразование, особенно в спиральных рукавах. Это очень светящиеся объекты. Самые яркие даже ярче самых ярких шаровых скоплений, но это не потому, что они содержат больше звезд; вместо этого это результат того факта, что составляющие их звезды намного ярче, чем звезды, составляющие шаровые скопления. Самые яркие звезды в звездных ассоциациях — это очень молодые звезды спектральных классов О и В. Их абсолютная светимость не уступает по яркости любой звезде Галактики — порядка миллиона раз превышает светимость Солнца. У таких звезд очень короткое время жизни, всего несколько миллионов лет. Светящихся звезд этого типа не требуется очень много, чтобы составить очень яркую и заметную группу. Суммарные массы звездных ассоциаций составляют всего несколько сотен масс Солнца, а население звезд исчисляется сотнями, а в отдельных случаях и тысячами.

Размеры звездных ассоциаций большие; средний диаметр таковых в Галактике составляет около 250 световых лет. Они настолько велики и рыхло структурированы, что их собственной гравитации недостаточно, чтобы удержать их вместе, и в течение нескольких миллионов лет члены рассеиваются в окружающем пространстве, становясь отдельными и не связанными звездами в галактическом поле.

Эти объекты представляют собой организации звезд, которые имеют общие измеримые движения. Иногда они не образуют заметного скопления. Это определение позволяет применять этот термин к целому ряду объектов от ближайших гравитационно связанных скоплений до групп широко распространенных звезд без очевидной гравитационной идентичности, которые обнаруживаются только путем поиска в каталогах звезд общего движения. Среди самых известных движущихся групп — Гиады в созвездии Тельца. Эта система, также известная как движущееся скопление Тельца или поток Тельца, включает в себя относительно плотное скопление Гиад вместе с несколькими очень удаленными элементами. Всего в ней около 350 звезд, в том числе несколько белых карликов. Его центр находится примерно в 150 световых годах от нас. Другие известные движущиеся звездные группы включают группы Большой Медведицы, Скорпиона-Центавра и Плеяды. Помимо этих удаленных организаций, исследователи наблюдали то, что кажется группами высокоскоростных звезд около Солнца. Одна из них, названная группой Groombridge 1830, состоит из ряда субкарликов и звезды RR Lyrae, в честь которой были названы переменные RR Lyrae.

Последние достижения в изучении движущихся групп повлияли на изучение кинематической истории звезд и на абсолютную калибровку шкалы расстояний Галактики. Подвижные группы оказались особенно полезными в отношении последних, потому что общность их движений позволяет астрономам точно определять (для более близких примеров) расстояние до каждого отдельного члена. Вместе с близкими параллаксными звездами параллаксы движущихся групп составляют основу шкалы галактических расстояний. Астрономы обнаружили, что движущееся скопление Гиады хорошо подходит для их целей: оно достаточно близко, чтобы можно было надежно применить метод, и в нем достаточно членов для определения точного возраста.

Одной из основных проблем использования движущихся групп для определения расстояния является выбор членов. В случае с Гиадами это было сделано очень осторожно, но не без серьезных разногласий. Члены движущейся группы (и ее фактическое существование) определяются степенью, в которой их движения определяют общую точку схождения на небе. Один из методов заключается в определении координат полюсов больших кругов, определяемых собственными движениями и положениями отдельных звезд. Положения полюсов будут определять большой круг, и один из его полюсов будет точкой схождения движущейся группы. Принадлежность звезд можно установить по критериям, применяемым к расстояниям полюсов собственного движения отдельных звезд от среднего большого круга. Надежность существования самой группы может быть измерена дисперсией точек большого круга относительно их среднего значения.

Поскольку радиальные скорости не использовались для предварительного выбора членов, их можно впоследствии изучить, чтобы исключить другие нечлены. Окончательный список членов должен содержать очень мало нечленов — либо тех, кто, по-видимому, согласен с движением группы из-за ошибок наблюдения, либо тех, кто разделяет движение группы в настоящее время, но исторически не связан с группой.

Расстояния до отдельных звезд движущейся группы можно определить, если известны их лучевые скорости и собственные движения ( см. ниже Звездные движения) и если определено точное положение радианта. Если угловое расстояние звезды от радианта равно λ и если скорость скопления в целом относительно Солнца равна V , то лучевая скорость звезды V _r равна В _r = В cos λ. Поперечная (или тангенциальная) скорость, Тл , определяется как Тл = В sin λ = 4,74 мк/ p , где p — параллакс звезды в угловых секундах. Таким образом, параллакс звезды определяется выражением p = 4,74 мк cot λ/ V _r .

Ключом к получению достоверных расстояний с помощью этого метода является максимально точное определение точки схождения группы. Различные используемые методы (например, метод Шарлье) способны обеспечить высокую точность при условии, что сами измерения не содержат систематических ошибок. Для движущейся группы Тельца, например, было подсчитано, что точность параллакса для наиболее наблюдаемых звезд составляет порядка 3 процентов, исключая любые ошибки, связанные с систематическими проблемами собственных движений. Точность этого порядка была невозможна другими средствами, пока космический телескоп Hipparcos не смог измерить высокоточные звездные параллаксы для тысяч отдельных звезд.

Заметным компонентом Галактики является собрание больших, ярких, диффузных газообразных объектов, обычно называемых туманностями. Наиболее яркими из этих облачных объектов являются эмиссионные туманности, крупные комплексы межзвездного газа и звезд, в которых газ находится в ионизированном и возбужденном состоянии (с электронами атомов, возбужденными до более высокого, чем обычно, уровня энергии). Это состояние создается сильным ультрафиолетовым светом, излучаемым очень яркими горячими звездами, погруженными в газ. Поскольку эмиссионные туманности почти полностью состоят из ионизированного водорода, их обычно называют областями H II.

Области H II находятся в плоскости Галактики вперемешку с молодыми звездами, звездными ассоциациями и самыми молодыми из рассеянных скоплений. Это области, где недавно образовались очень массивные звезды, и многие из них содержат несконденсированный газ, пыль и молекулярные комплексы, обычно связанные с продолжающимся звездообразованием. Области H II сосредоточены в спиральных рукавах Галактики, хотя некоторые из них существуют между рукавами. Многие из них находятся на промежуточных расстояниях от центра Галактики Млечный Путь, причем наибольшее их количество находится на расстоянии 10 000 световых лет. Этот последний факт можно установить, даже несмотря на то, что области H II не могут быть ясно видны за пределами нескольких тысяч световых лет от Солнца. Они испускают радиоизлучение характерного типа с тепловым спектром, указывающим, что их температура составляет около 10 000 кельвинов. Это тепловое радиоизлучение позволяет астрономам составить карту распределения областей H II в отдаленных частях Галактики.

Крупнейшие и ярчайшие области H II в Галактике соперничают по полной светимости с ярчайшими звездными скоплениями. Несмотря на то, что большая часть видимого излучения сосредоточена в нескольких дискретных эмиссионных линиях, общая видимая яркость наиболее ярких из них эквивалентна десяткам тысяч солнечных светимостей. Эти области H II также отличаются размерами: их диаметр составляет около 1000 световых лет. Обычно распространенные области H II, такие как туманность Ориона, имеют диаметр около 50 световых лет. Они содержат газ, общая масса которого колеблется от одной-двух масс Солнца до нескольких тысяч. Области H II состоят в основном из водорода, но они также содержат измеримые количества других газов. Гелий занимает второе место по распространенности, также встречаются большие количества углерода, азота и кислорода. Предварительные данные указывают на то, что отношение содержания более тяжелых элементов среди обнаруженных газов к водороду уменьшается по направлению от центра Галактики, тенденция, которая наблюдалась в других спиральных галактиках.

Газовые облака, известные как планетарные туманности, лишь внешне похожи на туманности других типов. Названные так потому, что меньшие разновидности почти напоминают планетарные диски, если смотреть в телескоп, планетарные туманности представляют собой стадию в конце звездного жизненного цикла, а не в начале. Распределение таких туманностей в Галактике отличается от распределения областей H II. Планетарные туманности относятся к промежуточной популяции и встречаются по всему диску и во внутреннем гало. В Галактике известно более 1000 планетарных туманностей, но многие из них можно упустить из виду из-за затемнения в области Млечного Пути.

Другой тип туманных объектов, обнаруженных в Галактике, представляет собой остатки газа, выброшенного из взорвавшейся звезды, образующей сверхновую. Иногда эти объекты выглядят как планетарные туманности, как в случае с Крабовидной туманностью, но они отличаются от последней по трем параметрам: (1) общей массой их газа (они включают большую массу, практически всю массу взрывающаяся звезда), (2) их кинематика (они расширяются с более высокими скоростями) и (3) их время жизни (они длятся меньше времени, чем видимые туманности). Наиболее известными остатками сверхновых являются те, что образовались в результате трех исторически наблюдаемых сверхновых: вспышки 1054 года, которая сделала Крабовидную туманность своим остатком; картина 1572 года, названная «Нова Тихо»; и 1604 г., названный Новой Кеплера. Эти и многие другие подобные им объекты в Галактике обнаруживаются в радиодиапазоне. Они выделяют радиоэнергию в почти плоском спектре из-за испускания излучения заряженными частицами, движущимися по спирали почти со скоростью света в магнитном поле, запутавшемся в газовом остатке. Генерируемое таким образом излучение называется синхротронным излучением и связано с различными типами бурных космических явлений помимо остатков сверхновых, как, например, радиогалактики.

Пылевые облака

Пылевые облака Галактики узко ограничены плоскостью Млечного Пути, хотя пыль очень низкой плотности можно обнаружить даже вблизи галактических полюсов. Пылевые облака на расстоянии от 2000 до 3000 световых лет от Солнца не могут быть обнаружены оптически, потому что промежуточные облака пыли и общий слой пыли скрывают более дальние виды. Основываясь на распределении пылевых облаков в других галактиках, можно сделать вывод, что часто они наиболее заметны внутри спиральных рукавов, особенно по внутреннему краю четко очерченных рукавов. Наиболее наблюдаемые пылевые облака вблизи Солнца имеют массу в несколько сотен солнечных масс и размеры в диапазоне от максимума около 200 световых лет до доли светового года. Самые маленькие, как правило, самые плотные, возможно, отчасти из-за эволюции: по мере сжатия пылевого комплекса он также становится более плотным и непрозрачным. Самые маленькие пылевые облака — это так называемые глобулы Бока, названные в честь голландско-американского астронома Барта Дж. Бока; эти объекты имеют диаметр около одного светового года и массу от 1 до 20 масс Солнца.

Более полную информацию о пыли в Галактике дают инфракрасные наблюдения. В то время как оптические приборы могут обнаруживать пыль, когда она заслоняет более удаленные объекты или когда она освещается очень близкими звездами, инфракрасные телескопы способны регистрировать длинноволновое излучение, которое излучают сами холодные пылевые облака. Полное обследование неба в инфракрасном диапазоне, проведенное в начале 1980-х годов беспилотной орбитальной обсерваторией, Инфракрасным астрономическим спутником (IRAS), выявило большое количество плотных пылевых облаков в Млечном Пути. Двадцать лет спустя космический телескоп Спитцер с большей чувствительностью, большим охватом длин волн и лучшим разрешением нанес на карту множество пылевых комплексов в Млечном Пути. В некоторых можно было увидеть массивные звездные скопления еще в процессе формирования.

Густые облака пыли в Млечном Пути можно изучать еще одним способом. Многие такие объекты содержат поддающееся обнаружению количество молекул, испускающих радиоизлучение на длинах волн, которые позволяют их идентифицировать и анализировать. В пылевых облаках обнаружено более 50 различных молекул, включая монооксид углерода и формальдегид, а также радикалы.

Звезды Галактики, особенно вдоль Млечного Пути, обнаруживают наличие общей всепроникающей межзвездной среды тем, как они постепенно исчезают с расстоянием. Это происходит в первую очередь из-за межзвездной пыли, которая затемняет и окрашивает звездный свет в красный цвет. В среднем звезды вблизи Солнца тускнеют в два раза на каждые 3000 световых лет. Таким образом, звезда, находящаяся на расстоянии 6000 световых лет в плоскости Галактики, будет казаться в четыре раза слабее, чем если бы не межзвездная пыль.

Еще один способ проявления межзвездной пыли — поляризация фонового звездного света. Пыль до некоторой степени выравнивается в пространстве, и это приводит к избирательному поглощению, так что для световых волн существует предпочтительная плоскость вибрации. Электрические векторы имеют тенденцию лежать преимущественно вдоль галактической плоскости, хотя есть области, где распределение более сложное. Вероятно, поляризация возникает из-за того, что пылинки частично выровнены галактическим магнитным полем. Если пылинки парамагнитны и действуют как магнит, то общее магнитное поле, хотя и очень слабое, может со временем выровнять пылинки короткой осью в направлении поля. Как следствие, направления поляризации звезд в разных частях неба позволяют построить направление магнитного поля в Млечном Пути.

Пыль сопровождается газом, который тонко рассеян среди звезд, заполняя пространство между ними. Этот межзвездный газ состоит в основном из водорода в его нейтральной форме. Радиотелескопы могут обнаружить нейтральный водород, потому что он излучает излучение на длине волны 21 см. Длина такой радиоволны достаточна для того, чтобы проникать сквозь межзвездную пыль, и поэтому ее можно обнаружить во всех частях Галактики. Большая часть того, что астрономы узнали о крупномасштабной структуре и движениях Галактики, была получена из радиоволн межзвездного нейтрального водорода. Расстояние до обнаруженного газа определить непросто. Статистические аргументы должны использоваться во многих случаях, но скорости газа, если сравнивать их со скоростями, найденными для звезд, и со скоростями, ожидаемыми на основе динамики Галактики, дают полезные ключи к пониманию местоположения различных источников водорода. радиоизлучение. Вблизи Солнца средняя плотность межзвездного газа равна 10 ^-21 г/см ³ , что эквивалентно примерно одному атому водорода на кубический сантиметр.

Еще до того, как они впервые обнаружили излучение нейтрального водорода в 1951 году, астрономы знали о межзвездном газе. Незначительные компоненты газа, такие как натрий и кальций, поглощают свет на определенных длинах волн и, таким образом, вызывают появление линий поглощения в спектрах звезд, лежащих за пределами газа. Поскольку линии, исходящие от звезд, обычно различны, можно различать линии межзвездного газа и измерять как плотность, так и скорость газа. Часто удается даже наблюдать эффекты нескольких концентраций межзвездного газа между Землей и фоновыми звездами и тем самым определять кинематику газа в различных частях Галактики.

Галактики-компаньоны

Узнайте о предсказанном столкновении Млечного Пути с галактикой Андромеды, что может произойти примерно через четыре миллиарда лет

Посмотреть все видео к этой статье Галактика. Когда американский астроном Эдвин Хаббл установил внегалактическую природу того, что мы сейчас называем галактиками, стало ясно, что Облака должны быть отдельными системами, принадлежащими к неправильному классу и удаленными более чем на 100 000 световых лет. (Текущие лучшие значения для их расстояний составляют 163 000 и 202 000 световых лет для Большого и Малого Облаков соответственно.) Были обнаружены дополнительные близкие спутники, все они маленькие и незаметные объекты карликового эллиптического класса.