Наша галактика

План:

1. ВВЕДЕНИЕ

$2. ОТКРЫТИЕ ГАЛАКТИКИ

3. СОДРУЖЕСТВА ЗВЕЗД

4. ЗВЕЗДНЫЕ СКОПЛЕНИЯ

5. МЕЖДУ ЗВЕЗДАМИ

6. АССОЦИАЦИИ И ПОДСИСТЕМЫ

7. МЕСТНАЯ СИСТЕМА

8. ВЫВОДЫ

$ ВВЕДЕНИЕ

Астрономия — это наука о Все­ленной, изучающая движение, строение, происхождение и развитие небесных тел и их систем. Как и все на свете, астроно­мия имеет длительную историю, едва ли не большую, чем любая другая наука.

По ходу знакомства с окру­жающей нас Вселенной возникали новые области познания. Рождались отдельные направления исследова­ний, постепен$но складывавшиеся в самостоятельные научные дисципли­ны. Все они, разумеется, объединя­лись общими интересами астроно­мии, но сравнительно узкая спе­циализация внутри астрономи$и все больше и больше давала себя знать.

В современной астрономии четко выделились следующие разделы:

I. Астрометрия — древнейший раздел астрономии, изучающий по­ложение на небе небесных тел в определенные моменты времени. Где и когда — таков по с$уществу основ­ной вопрос, на который отвечает астрометрия. Очевидно, для ответа нужно знать ту систему координат, относительно которой определяют положение тела, и уметь измерять промежутки времени с помощью равномерного движения.

Порожденная нуждами практики, астрометрия до сих пор остается наиболее «практической», прикладной отраслью астрономии. Измере­ния времени и местоположения нужны во всех делах человеческих,$ и поэтому трудно указать обстоя­тельства, где астрометрия прямо или косвенно не находила бы себе применение.

II. Небесная механика возникла лишь в XVII в. когда стало возможным изучать силы, управ­ляющие движением небесных тел. Главной из этих сил, как известно, является гравитационная сила, т. е. сила тяготения, или, иначе говоря, сила взаимного притяжения небес­ных тел. $Хотя природа гравитации до сих пор не ясна, теория движения небесных тел под дейст­вием тяготения разработана очень обстоятельно, как, впрочем, и теория фигур равновесия небесных тел, которые определяются гравитацией и вращением. Обе$ эти теории, и составляют главное, чем занимается небесная механика.

III. Почти одновременно с не­бесной механикой развивалась и астрофизика — та отрасль астроно­мии, которая изучает физическую природу небесных тел. А стало это возможным благодаря изобретению телескопа, который далекое сделал близким и позволил рассмотреть удивительн$ые подробности на небе и небесных телах. Особенно бурное развитие астрофизика испытала с открытием спектрального анализа в XIX в. Стремительный рост астрофизических знаний, невиданно быстрое расширение средств иссле­до$вания физики космоса продол­жается и в наше время.

IV. Звездная астрономия изучает строение и развитие звез$дных сис­тем. Этот раздел возник на грани XVIII и XIX вв. с классических работ Вильяма и Джона Гершелей. Дальнейшие шаги в познании звездных систем показали, что звездная астрономия немыслима без астро­физики. Подобно тому, как в современной астрономии астромет­рия все теснее сближается с небесной механико$й, астрофизические методы исследования приобретают все боль­шее значение в исследовании звезд­ных систем.

V. Конкретные данные, добывае­мые перечисленными выше отрасля­ми астрономии, обобщаются космо­гонией, которая изучает происхож­дение и развитие небесных тел$. Так как эволюция небесных тел совершается, как правило, за сроки, несравнимо большие, чем время су­ществования человека, решение космогонических проблем — дело очень трудное. Правда, в какой-то мере оно облегчается некоторыми быстропротекающими космическими процессами типа взрывов, которых в последнее время открывают все больше и больше. Однако разгадать их эволюционный смысл далеко не всегда прос$то.

VI. Космология занимается наи­более общими вопросами строения и эволюции всего, мира в целом. Космологи стараются рассматривать Вселенную в целом, не забывая, конечно, о том, что человеку всегда доступна лишь ограниченная часть бесконечного и неисчерпаемого во всех отношениях Мира. Поэтому космологические «модели» всей Все­ленной, т. е.$ теоретические схемы «Мира в целом», неизбежно стра­дают упрощенчеством и лишь в большей или меньшей степени отра­жают реальность. Космология всегда была и остается сферой идеол$о­гической борьбы идеалистического и материалистического мировоззрений.

Данная работа посвящена одной из основных частей звездной астрономии – нашей Галактике.

Планета Земля принадлежит Солнечной системе, которая состоит из единственной звезды – Солнца и девяти планет с их спутниками, тысяч астероидов, комет, бесчисленных частичек пыли, и все это обращается вокруг Солнца. Поперечник С$олнечной системы составляет примерно 13 109 км.

Солнце и Солнечная система расположены в одном из гигантских спиральных рукавов Галактики, называемой Млечным Путем. Наша Галактика содержит более 100 млрд. звезд, межзвездный газ и пыль, и все это обращается вокруг ее центра. Поперечник Галактики составляет примерно 100 000 световых лет (один миллиард миллиардов киломе$тров).

Далее будет рассмотрена история изучения и строение нашей Галактики.

ОТКРЫТИЕ ГАЛАКТИКИ

3вездная астрономия, т.е. раздел астрономии, изучающий строение звездных систем, возникла сравнительно недавно, всего два века наз$ад. Раньше она не могла возникнуть, так как оптические средства исследования Вселенной были еще крайне несовершенны. Правда, высказывались разные умозрительные идеи о строении звездного мира, подчас гениальные. Так, древнегреческий философ Де­мокрит (460—370 г. до н.э.) считал $Млечный Путь скопищем слабосветящихся звезд. Немецкий ученый XVIII в. Иоганн Ламберт (1728—1777) полагал, что звездный мир имеет ступенчатое, иерархиче­ское строение: меньшие системы звезд образуют большие, те, в свою очередь, еще большие и т. д., наподобие известной игрушечной «матрешк$и». И эта «лестница сис­тем», по Ламберту, не имеет конца, т. е. подобная «структурная» Все­ленная бесконечна. Но, увы, все такие идеи не подкреплялись факта­ми, и звездная астрономия как наука заро$дилась лишь в трудах Вильяма Гершеля (1738—1822), ве­ликого наблюдателя и исследователя звездной Вселенной.

За свою долгую жизнь он отшлифовал для телескопов около 430 телескопических зеркал, и среди них громадное зеркало диаметром 122 см и фокусным расстоянием 12 м. Гершелю стало доступно огромное множество очень слабых звезд, что сразу расширило горизонты познания. Удалось $выйти в глубины звездного мира.

Еще в 683 г. н.э. китайский астроном И. Синь измерил коорди­наты 28 звезд и заметил их изменения по сравнению с более древними опреде$лениями. Это заставило его высказать догадку о собственном движении звезд в пространстве. В 1718 г. Эдмунд Галлей на основании наблюдений Сириуса, Альдебарана и Арктура подтвердил эту гипотезу. К концу ХVIII в. стали известны собственные движения все­го 13 звезд. Но даже по таким крайне бедным данным Гершелю удалось обнаружить движение на­шего Солнца в пространстве.

Идея метода Гершеля проста. Когда идешь по густому лесу, кажется, что деревья впереди рас­сту$паются, а сзади, наоборот, схо­дятся. Так и на небе — в той его части, куда летит Солнце вместе с Солнечной системой (созвездие Геркулеса), звезды будут казаться «разбегающимися» в стороны от апекса — точки неба, куда направ­лен вектор скорости Солнца. На­оборот$, в противоположной точке неба (антиапексе) звезды должны казаться сходящимися. Эти эффекты и были выявлены Гершелем, но из-за скудости данных скорость движения Солнца он определил неточно.

Гершель открыл множества двой­ных, тройных и вообще кратных звезд и обнаружил в них движение компонент$ов. Это доказывало, что кратные звезды — физические систе­мы, подчиняющиеся закону тяготе­ния. Но главная заслуга Вильяма Гершеля состоит в его исследо­вании общего строения звездного мира.

Задача была трудной. В ту пору (конец ХУШ в.) ни до одной из звезд не было известно расстояние. Пришлось поэтому ввести ряд уп­рощающих предположений. Так, Гер­шель предположил, что все звезды распределены в пространстве рав­номерно. Там же, где наблюдаются сг$ущения звезд, в том направлении звездная система имеет большую протяженность. Пришлось также предположить, что все звезды излучают одинаковое количество света, а их видимая звездная величина зависит только от расстоя$ния. И, наконец, мировое пространство Гер­шель считал абсолютно прозрачным. Все эти три допущения были, как мы теперь знаем, ошибочными, но ничего лучшего во времена Гершеля придумать было невозмож­но. На звездном небе Гершель выде­лил 1$083 площадки и на каждой из них подсчитывал число звезд данной звездной величины. Предположив затем, что самые яркие звезды наиболее близки к Земле, Гершель принял их расстояние от Земли за единицу и в этих отно­сительных масштабах построил схему нашей$ звездной системы. При этом Гершель полагал, что его теле­скопы позволяют видеть самые далекие звезды Галактики.

Схема строения Галактики по Гершелю была, конечно, далекой от действительности. По­лучалось, что поперечник Галактики равен 5800 св. годам, а ее толщина 11ОО св. годам, причем Солнечная система находится недалеко от галактического центра. Хотя в этой работе действительные размеры нашей звездной системы уменьшены по крайней мере в 15 раз и положение Солнца оценено неверно, не сле$дует преуменьшать значение открытия Гершеля. Именно он впервые опытным путем доказал структурность звездной Вселенной, опровергнув популярные в ту пору взгляды о равномерном распределении звезд в бесконечном пространстве.

Следующий, весьма важный$ вклад в изучение Галактики внесли русские ученые. Воспитанник Дерптского (Тартуского) университета Василий Яковлевич Струве был первым астрономом, который в 1837 г. измерил расстояние до звезд. По его измерениям рас­стояние до Веги равно 26 св. годам, что весьма близко к современным результатам. Независимо от Струве в 1838г. Ф. Бессель (1784— 1846) измерил расстоян$ие до звезды 61 Лебедя (11,1 св. лет), а затем Т Гендерсону (1798—1844)$ в 1839г. удалось отыскать самую близкую к нам звезду Альфу Центавра (4,3 св. года). Позднее расстояния до целого ряда звезд были измерены Пулковской обсерватории X. Петерсом (1806—1880).

Как тогда писали, «лот, закину­тый в глубину $мироздания, достал дно». Стали известны масштабы звездных расстояний. Нужно было продолжить работы Гершеля на бо­лее высоком уровне знаний. Этим и занялся В.Я. Струве.

Теоретически подсчитав, сколько звезд должны быть видимы в теле­скопы Гершеля и сколько он видел на самом деле, В. Я Струве пришел к фундаментальному открытию. Межзвездное пространство наполне­но веществом, поглощающим свет звезд. Без учета этого межзвездного поглощения выяснить строение Галактики невозможно. Кстат$и оказать, оценка величины поглощения света, подсчитанная Струве, близка к современным оценкам.

В отличие от Гершеля, Струве не считал светимость звезд одинако­в$ой. Но звезд с известным до них расстоянием было еще очень ма­ло, и поэтому учесть светимость звезд Струве мог только прибли­женно.

В 1847 г вышел в свет обоб­щающий труд В.Я. Струве «Этюды звездной астрономии». В нем автор приходит к выводу, что сгущение звезд в плоскости Млечного Пути — реальное явление, и, следовательно, Галактика должна иметь форму плоского диска. По исследованиям Струве, Солнце расположено не в центре Галактики, а на значитель­ном расстоянии $от него. Размеры Галактики (с учетом поглощения света) получились большими, чем полагал Гершель. Границы нашей звездной система оказались не­доступными для зондирования, и поэтому оценить параметры Галак­тики в целом В. Я Струве не смог.

$В середине прошлого века неко­торые астрономы предполагали, что в центре Галактики находится исполинское «центральное Солнце», за­ставляющее своим тяготением все звезды двигаться вокруг себя. Про­фессор Казанского университета М.А. Ковальский (1821—1884) до­казал, что существование «централь­ного Солнца» вовсе не обязательно и звезды Галактики могут двигаться вокруг динамического центр$а, т.е. геометрической точки, являющейся центром тяжести всей звездной системы. Формулы Ковальского по­зволили по собственным движениям звезд найти направление на центр Галактики.

В 1927 г. голландский астроном Ян Оорт окончательно доказал, что все звезды Галактики обра­щаются вокруг ее центра. Пр$и этом Галактика в целом не вращается как твердое тело. Во внутренних областях Галактики (примерно до Солнца) угловые скорости звезд почти одинаковы. Однако далее к краям Галактики они постепенно убывают, но несколько медленнее, чем положено по тре$тьему закону Кеплера. Орбитальная скорость Солнца составляет 250 км/с, причем Солнце завершает полный оборот вокруг центра Галактики примерно за 200 млн. лет.

Наша галактикаТолько в 1934 г. были уверенно определены следующие параметры нашей звездной системы: расстояние от Солнца до центра$ – 32 000 св. лет; диаметр Галактики 100 000 св. лет; толщена галактического «диска» 10 000 св. лет; м$асса 165 млрд. солнечных масс.

Общая схема строения Галактики современным данным представле­на на рисунке.

В Галактике различают три главные части — диск, гало и корону. Центральное сгущение диска назы­вается балджем. В диске сосредоточены звезды, порождающие яв­ление Млечного Пути. Здесь же прис$утствуют многочисленные обла­ка пыли и газа. Диаметр диска близок к 100 000 св. годам, наи­больший и наименьший поперечники балджа соответственно близки к 20 000 и 30 000 св. лет.

Гало по форме напоминает слегка сплюснутый эллипсоид с наибольшим диам$етром, немного превосходящим поперечник диска. Эту часть нашей звездной системы населяют главным образом старые и слабосветящиеся звезды, а газ и пыль там практи­чески отсутствуют. Масса гало и диска примерно одинакова. Обе эти части Галактики погружены в огромную сферическую корону, диаметр которой в 5—10 раз больше диаметра диска. Возможно, что корона содержит главную массу Галактики в форме невидимого пока вещества («скрытой массы»). По некоторый оценкам эта «скрытая масса» примерно раз в 10 больше$ массы всех обычных звезд Галак­тики, сосредоточенных в диске и гало.

Такова общая карт$ина. Важны и детали. Внутри Галактики су­ществуют разные по масштабам звездные системы — от двойных звезд до скоплений из десятков тысяч звезд. Различают и более крупные подсистемы в нашей звездной системе. Существенный элемент структуры Галактики — межзвездная среда, пылевые и газовые туманнос-ти. Со всем этим более подробно мы сейчас и ознакомимся.

СОДРУЖЕСТВА ЗВЕЗД

Очень многие звезды «предпочи­тают» странствовать не в одиночку, а парами. Вполне естественно счи­тать, что близость компон$ентов в системе двойной звезды имеет глубокие причины. Две звезды объ­единились в одну систему не при случайной встрече в бескрайних просторах космоса (что весьма маловероятно)$, а возникли совмест­но. В последнем случае их физи­ческие свойства должны, по-видимо­му, быть сходными, хотя известны и такие пары звезд, где компоненты не имеют друг с другом почти ничего общего. Приведем примеры.

Рядом с Сириусом есть замеча­тельная звездочка — это открытый в 1862 г. первый «белый карлик». В последнее время за спутником Сириуса («Песьей звездой» древних $египтян) укоренилось даже собст­венное имя — Щенок. Щенок лишь вдвое уступает по массе Сириусу, а по $объему—в 103 раз. Ясно поэтому, что плотность вещества спутника Сириуса очень велика. Если бы можно было этим веще­ством наполнить волейбольный мяч, последний приобрел бы весьма со­лидную массу—около 160 т!

Сириус и Щенок—система из двух солнц, двойная звезда. Но как не похожи они друг на друга. Впро­чем, астрономам известны и другие, куда более странные содружества.

В созвездии Цефея есть двойная звезда, обозначаемая символом VV. Главная звезда — колоссальный хо­лодный сверхгигант, по диаметру в 1200 раз превышающий Солнце. Его с$путник—обычная и горячая звезда, по-видимому, с обширной, «толстой» атмосферой. Главная звез­да превышает свой спутник по объему почти в 2 000 раз.

Странных содружеств в мире звезд очень много. Их происхожде­ние остается пока невыясненным. Справ$едливость требует, однако, заметить, что есть немало и таких систем, в которых звезды как две капли воды похожи друг на друга.

Вот, например, система четырех звезд из созвездия Лиры, которую астрономы обозначают буквой «эпсилон». Все четыре звезды очень похожи$ друг на друга. Они больше, массивнее и ярче Солнца, и каждая из них , скорее напоминает Сириус.

Особенно замечательна пара звезд-гигантов, сливающаяся для невооруженного глаза в одну звез­ду — Капеллу. Они схож$и, как близнецы, и их тесное, в буквальном смысле слова, содружество (рас­стояние между ними — миллионы километров) заставляет обе звезды обращаться вокруг общего центра масс почти за три месяца.

Когда две звезды находятся друг от друга на рас$стоянии, сравнимом с их поперечниками, они неизбежно теряют свою сферическую форму. Взаимное притяжение оказывается настолько мощным, что обе звезды под действием приливных сил вы­тягиваются в направлении друг к другу. Вместо шара каждая звезда становится трехосным эллип­соидом, причем наибольшие оси эллипсоидов всегда совпадают с прямой, соединяющей центры обеих звезд.

Одним из типичных представите­лей этого кла$сса звезд является звезда W из созвездия Большой Медведицы. В этой системе из двух дынеобразных заезд движение, как обычно, соверша$ется вокруг общего центра масс. Оно весьма стреми­тельно: звезды так близки друг к другу, что через восемь часов каждая из них снова возвращается в первоначальное положение. Лю­бопытно, что обе «звездные дыни» как две капли воды сходны между собой. Благодаря равенству масс центр тяжести лежит в точности посередине между звездами, и обе они, в сущности, обращаются по одной общей круговой орбите.

При наблюдениях с Земли оба компонента этой системы неразличимы в отдельности даже в $силь­нейшие телескопы. Все сведения о природе звезды W Большой Мед­ведицы были получены исключи­тельно по наблюдениям изменения ее видимой звездной величины. Не­трудно сообразить, что, обращаясь вокруг общего центра тяжести, дынеобразные светила поворачи­ваются к нам то более широкой, те более узкой своей частью. По этой причине звезда W Большой Медведицы принадлежит к $числу переменных звезд, т е. звезд, поток излучения от которых изменяется. Тщательный анализ кривой изменения потока от W Большой Мед­ведицы и раскрыл перед астроно­мами все удивительные свойства этой двойной системы.

Наша галактикаИногд$а дынеооразными могут быть самые крупные, массивные из звезд. Примером может служить уникальная система АО Кассиопеи, в сравнении с котор$ой предыдущая пара выглядят весьма миниатюрной.

Обе, звезды в системе АО Кассиопеи—горячие гиганты, тем­пература атмосферы которых около 25000 К. Каждый из гигантов почти в 30 раз массивнее Солнца и в 200—300 тыс. раз превосходит его по светимости.

Расчеты показывают, что рас­стояние между центрами этих горя­чих гигантов составляет всего 25 млн. км., а вытянутость их такова, что обе исполинские «дыни» касаются друг др$уга! И вся эта система быстро вращается с перио­дом всего в несколько часов!

Звезду bЛиры $можно без всяких колебаний назвать замеча­тельной. Как и звезда W Большой Медведицы, b Лиры состоит из двух дынеобразных звезд, обра­щающихся вокруг общего центра тяжести. Большая из них—горя­чая гигантская звезда, атмосфера которой нагрета до 15000 К. Мень­шая звезда вдвое холоднее, и ее излучение совершенно теряется в потоках света, излучаемых главной звездой.

Наша галактика$На b Лиры впервые обратили внимание в конце ХVШ в., но, несмотря на тщательные исследования в течение почтя двух веков этой яркой звезды, ее природа до недавнего времени, казалась зага­дочной. Особенно сложными и непонятными бы$ли спектр звезды и те изменения, которые в нем наблю­дались. Сейчас эти световые «ияеро-глифы» расшифрованы, и результаты проведенного исследования схематически представлены на рисунке.

От главной звезды В9 к ее спут­нику F непрерывно извергаются потоки газового $вещества. Они огибают спутник и возвращаются к главной звезде, образуя, таким образом, непрерывную циркуляцию газа. Но инертность газа и враще­ние спутника вокруг главной звезды приводят к тому, что часть газа, находящегося за спутником, на сторон$е, противоположной направ­лению на главную звезду, улету­чивается во внешнее пространство. При этом газ, удаляясь от звезды, образует огромное газовое коль­цо. Нечто сходное можно иногда увидеть при фейерверках, когда особые вертушки выбрасывают в воздух светящие$ся спирали.

Кольцеобразный газовый шлейф b Лиры — образование динамиче­ское. Оно непрерывно рассеивается в пространстве, и его кажущаяся стабильность объясняется непрерыв­ным пополнением газового вещест­ва идущего от вращающейся звезд­ной пары.

Доступная нашему наблюдению газовая спираль имеет почти такой же размер, как наша планетная сист$ема. Луч зрения лежит как раз в ее плоскости, и только благодаря этому случайному обстоятельству удалось обнаружить ее существо­вание. Кольцо вуалирует спектр главной звезды, и именно этим вызваны странные особенности спектра b Лиры. Если бы систему b $Лиры мы наблюдали «сверху» или «снизу», она показалась бы нам самой обычной звездой.

На зимнем небе в созвездии Близнецов выделяются две звезды, сходные по яркости друг с другом. Верхняя из них называется Касто­ром, а нижняя — Поллуксрм. Оба эти имени мифологического про­исхождения. Согласно легендам древних греков, так звали двух близнецов, рожденных красавицей Ледой от всемогущего Зевса.

Еще в 1718 г. английский астроном Д. Брадлей (1693-1762) открыл, что Кастор—двойная звезда, состоящая и$з двух горячих и крупных солнц. Вскоре удалось заметить, что обе звезды весьма медленно обращаются вокруг обще­го центра. К сожалению$, до сих пор период обращения в этой системе не может считаться уверенно опреде­ленным. Наиболее надежным его значением считается 341 год.

Трудности, с которыми приходит­ся сталкиваться астрономам, станут более понятными, если осознать, что видимое движение в системах двойных звезд не есть дви­жение истинное. Дело в том, что плоскость, в которо$й спутник совер­шает обращение вокруг главной звезды, обычно наклонена под не­которым углом к лучу зрения. Поэтому астрономы видят не истин­ную орбиту звезды и не истинное ее движение, а только проекцию того и другого $на плоскость, пер­пендикулярную к лучу зрения.

Все это сильно затрудняет иссле­дования. Отсюда проистекает и та неточность результатов, с которыми мы сейчас столкнулись.

Кастор А и Кастор В (как обо­значают астрономы компоненты ин­тересующей нас пары) отстоят друг от друга примерно в 76 раз дальше, чем Земля от Солнца. Ина­че говоря, обе звезды разделяет расстояние, почти вд$вое превышаю­щее среднее расстояние Плутона от Солнца.

Около полутора веков назад по­близости от Кастора была замечена слабосветящаяся звездочка 9-й звездной величины, сопровождаю­щая Кастор А и Кастор В в их полете вокруг центра Галактики. Если$ звезды видны на небе вблизи друг от друга и движутся в одном направлении и с одной скоростью — это верный признак того, что звезды физически связаны между собой. Поэтому уже с начала века Кастор считается не двойной, а тройной звездой.

Кастор С — третий компонент в рассматриваемой системе солнц — полная $противоположность Касто­ру А и Кастору В. Это карликовая красноватая звездочка. Расстояние между ней и главными звездами системы во всяком случае не меньше чем 960 а. е. Заметим, что измерен­ное расстояние есть проекция на небосвод истинного расстояния.

При значительной удаленности от гла$вных звезд Кастор С обра­щается вокруг них с периодом в десятки тысяч лет! Неудивительно, что за полтора века наблюдения Кастор С не сдвинулся со своего места на сколько-нибудь ощутимую величину.

Любопытнее всего, что каждая из трех звезд, с которыми мы сейчас познакомились, в свою оче­редь, представляет собой настолько тесную пару звезд, что «разделить» их удается только методами спект­рального анализа.

Кастор $А и Кастор В распада­ются на две пары близнецов, рас­стояния между которыми составля­ют около 10000000 км! Это в пять раз меньше, чем расстояние от Меркурия до Солнца. Весьма воз­можно, что все четыре звезды под действием взаимного тяготения при­обрели дынеобразную форму трех­осных эллипсоидов,

Что касается Кастора С, то и эта звезда состоит из двух близ­нецов-карликов, удаленных друг $от друга на 2700000 км, что лишь вдвое превышает диаметр Солнца.

По случайному стечени$ю обстоя­тельств плоскость, в которой об­ращаются оба двойника Кастор С, проходит через луч зрения земного наблюдателя. Благодаря этому одна звезда периодически закрывает часть другой, из-за чего общий поток излучения от системы умень­шается. Применяя астрономическую терминологию, можно сказать, что Кастор С является затменно-переменной звездой.

Перед нами раскрылась удиви­тел$ьная картина — система из шести звезд, связанных между собой уза­ми взаимного тяготения: две пары горячих огромных звезд и пара холодных красноватых карликов, непрерывно участвующих, в сложном движении. Двойники Кастор А совершают оборот вокруг общего центра масс всего за 9 дней. Двой­ники Кастор В, несколько более близкие друг к другу, имеют ещ$е меньший период обращения—толь­ко .3 дня. И уж совсем головокру­жительным кажется вращение кар­ликов, которые ухитряются обер­нуться вокруг центра масс всего за 19 ч! От 19 ч до десятков тысяч лет — таково разнообразие периодов обращения в этой удивительной системе звезд.

Долгое время шестикратная система Кастор считалась уникальной. Однако в 1964 г. об$наружили, что хорошо известная двой­ная звезда Мицар (средняя в ручке ковша Большой Медведицы) также, по-видимому, должна быть отнесена к шестикратным системам. Действительно, уже невооруженный глаз легко обнаруживает рядом с Мицаром звездочку пятой звездной величины, названную Алькором. Обе звезды име$ют общее движение в пространстве и потому, по-видимо­му, образуют физическую пару звезд. В небольшой телескоп Мицар распадается на два компонента — Мицар А и Мицар В. По наблю­дениям спектра Мицара А давно установлено, что эта звезда, в свою очередь, состоит из двух компонен­тов с периодом обращ$ения вокруг общего центра тяжести, равным двадцати с половиной земным сут­кам. И вот, наконец, в 1964 г. выяснилось, что Мицар В, казав­шийся до тех пор одиночной звез­дой, на само$м деле состоит из трех звезд. Две из них близки друг к другу и обращаются вокруг общего центра масс за 182 сут. Третий же, далеко отстоящий от них компонент обладает значительно большим периодом обращения, рав­ным 1 350 сут.

В настоящее время известны де­сятки тысяч двойных звезд, так что содружества звезд — явление очень частое. Возможно, более половины всех звезд являются двойными.

ЗВЕЗДНЫЕ СКОПЛЕНИЯ

$

Первое знакомство всегда быва­ет внешним. Поэтому мы прежде всего обратим внимание на фотопортрет типич­ного шарового звездного скопления. Каждое шаровое скоп­ление—это св$оеобразный исполин­ский шар из звезд, или, применяя более специальную терминологию, типичная сферическая звездная сис­тема. Бросается в глаза в общем равномерная по всем направле­ниям концентрация звезд к центру скопления. В сердцевине шаровых скопле$ний звезд так много и они так плотно расположены в прос­транстве, что на фотографиях видно лишь сплошное сияние.

Наша галактикаИзвестно более 130 шаровых звездных скоплений, хотя общее их число в нашей Галактике должно быть раз в десять большим. По­перечники их весьма различны. У самых маленьких они близки к 5—10 св. годам, у наибольших измеряются 500—600 св. лет. Ра$з­лична и масса скоплений — от нескольких десятков тысяч до сотен тысяч солнечных масс. Так как различия в массе у отдельных звезд невелики, можно считать, что шаровые звездные скопления содержат десятки, сотни тысяч, а иногда и миллионы звезд!

На фотоснимках шаровых скоп­лений мы видим не действительное рас$пределение звезд в скоплении, а лишь проекций этого распреде­ления на плоскость$. Выведены фор­мулы, позволяющие перейти от видимой картины к истинной. Ока­залось, что пространственное распределение звезд в шаровых звезд­ных скоплениях весьма сложно. В самых общих чертах шаровые звездные скопления состоят из плотного центрального ядра и$ короны окружающей его, в пределах которой плотность меняется сравни­тельно мало.

Подмечено, что у разных скоплений увеличение концентрации к центру различно—у одних оно мало, у других выражено очень резко. И еще один любопытный факт — некоторые «шары из звезд» заметно сплюснуты. Вызвано ли это их вращением или другими при­чинами, пока неизвестно.

Для Плеяд, типичного рассе$янного, с неправильными очер­таниями звездного скопления, ха­рактерно обилие очень горячих гигантских звезд. В шаровых скоплениях, наоборот, такие звезды редки или вовсе отсутствуют. Из­вестно около 1200 рассеянных звездных скоплений, .Каждое из них включает в себя от нескольких де­сятков до нескольких тысяч звезд, в основном принадлежащий к главной последовательности.

Горячие белые и голубые$ звезды-гиганты — образования весьма мо­лодые, существующие не более нескольких десятков миллионов лет (для звезд этот срок все равно что для человека несколько дней). Раз их нет в шаровых звездных скопле­ниях, значит, сами эт$и скопления по-видимому, имеют весьма почтен­ный возраст.

О том же свидетельствует и другой факт—в шаровых звездных скоплениях, за очень редким исклю­чением, нет газовых или пылевых туманностей. Межзвездное про­странство там почти идеально прозрачно. Так могло получиться, если, например, шаровые звездные скопления совершили мног$о оборотов вокруг ядра Галактики и каждый раз проходя через богатую глазом и пылью серединную плоскость нашей звездной системы, они оставляли там свои газы и пыль. Этот гран­диозный очистительный «фильтр» действовал, безотказно и, возможно, благодари, ему шары из звезд так очищены от межзвездного «мусора».

Заметим, что в шаровых скопле­ниях найдены сотн$и переменных звезд и источники рентгеновского излучения.

МЕЖДУ ЗВЕЗДАМИ

В созвездии Ориона темными зимними ночами можно рассмотреть слабо светящееся туманное пят­нышко. Его впервые заметили еще в 1618 г., и с тех пор на протяжении трех с половиной веков туманно$сть Ориона служит предметом тщатель­ного исследования.

Невооруженному глазу туман­ность Ориона кажется размером с Луну. На фотоснимках, получен­ных при помощи мощных телеско­пов, она занимает, всё созвездие! Это невообразимо большое и очень сложное по своей структуре межзвездное$ облако космических газов находится от Земли на расстоянии 1800 св. лет.

Туманность Ориона — типичный представитель первой группы меж­звездных объектов — газовых ту­манностей.

Вторая, не менее многочисленная группа межзвездных образований представлен$а в том же созвездии. Это знаменитая тёмная туманность, благодаря своим причудливым внешним очертаниям названная Конской головой. Наибольший поперечник «голо-вы», в 20800 раз превышает рас­стояние от Земли до Солнца.

Конская голова состоит из мель­чайшей твердой космической пыли.Облако пыли задерживает свет расположенных за ним звезд, и поэтому на фоне звездного неба некоторые из пылевых туманностей имею$т вид зловещих черных пятен. Из образований подобного рода наиболее заметна развилка Млечно­го Пути. В темные августовские ночи, когда созвездие Лебедя в наших широтах близко к зениту. Млечный Путь, начиная от Дене­ба — самой яркой звезды в Лебеде, двумя сверкающими потоками нис­падает к горизонту. Разделение Млечного Пути только кажуще$еся. Оно вызвано колоссальными и срав­нительно близкими к нам облаками космической пыли, которая и созда­ет эффект развилки.

Темные и светлые туманности, подобные описанным вы$ше, легко доступны для наблюдения. Гораздо труднее обнаружить необычайно разреженную и почти совершенно прозрачную газовую среду, которая называется межзвездным газом.

Известно, что межзвездн$ый газ на самом деле представляет собой смесь, главным образом, водорода и гелия. Непрерывной дымкой за­полняют эти газы межзвездное пространство нашей Галактики, и нет направления, в котором бы спектрограф не обнаруживал при­сутствия разреженной межзвездной среды.

Кроме газа и пы$ли есть и другие формы материи, которые совсем не оставляют места для пустоты.

Солнце и звезды, особенно не­которых типов и на определенных этапах своей эволюции, выбрасы­вают в пространство великое мно­жество мельчайших частиц — кор­пускул. Среди них преобладают про­тоны и альфа-частицы, представ­ляющие собой ядра наиболее легких химических элементов — водорода и гелия. Нет сомнения в том, что межзвездное пространство прони­зывается корпускулярными пото­ками, или, как говорят, корпуску$­лярным излучением звезд.

К этому добавляются потоки электромагнитного излучения, испускаемого не только звездами, но и самой межзвездной средой. Часть этого излучения человеческий глаз$ воспринимает в виде света, другие электромагнитные волны, например радиоволны, могут быть уловлены с помощью тех или иных приемников. Вся эта лучистая энер­гия сплошь заполняет космос, по крайней мере в наблюдаемой нами его части. Нельзя указать ни одной точки пространства, куда бы не доходило в той или иной форме электромагнитное излучение.

Из закона всемирного тяготения следует, что притяжение каждого $предмета может быть обнаружено на любом сколь угодно большом расстоянии. Проявление сил данной природы в пространстве называется полем этих сил. Следовательно, про­тяженность поля тяготения любого тела, строго говоря, беспредельна. Оно, если угодно, может считаться своеобразным «продолж$ением» лю­бого тела.

Поле хотя и невещественно (т. е. не состоит из элементарных частиц вещества — электронов, про­тонов, нейтронов и т. п.), тем не менее вполне материально. Ведь под материей понимается любая объективная реальность, т. е. все то, что существует независимо от нас и$, воздействуя на наши органы чувств, порождает в нас ощущения.

Два тела, состоящие из ве­щества, не могут одновременно за­нимать один и тот же объем пространства. Для полей тяготения таког$о ограничения нет. Они совер­шенно беспрепятственно перекрыва­ют друг друга, и в данном объеме пространства могут действовать сов­местно много полей и даже разной природы (электрические, магнитные и т.д.).

Все сказанное о гравитационном поле в полной мере относится к полям электромагнитным, наличие которых в космосе такж$е можно считать твердо установленным.

Возвращаясь к веществу между звездами, заметим, что в окру­жающей нас земной обстановке нет ничего, что хотя бы в отдаленной степени напоминало сверхразрежен­ную межзвездную среду. Самым легким веществом обычно принято считать воздух. Однако по сравнению с любой межзвездной туман­ностью воздух выглядит о$бразова­нием необычайно плотным. Кубический сан­тиметр комнатного воздуха имеет массу, близкую к 1 мг; плотность туманности Ориона в 100 000 000 000 000 000 (1017) раз меньше. Прочесть$ это число нелегко. Но еще труднее наглядно предста­вить себе столь большую степень разреженности вещества.

Плотность межзвездных газовых туманностей (10-17 кг/м3) так нич­тожно мала, что массой в 1 мг будет обладать газовое облако объемом в 100 км3!

В технике стремя$тся в некоторых случаях получить вакуум — весьма разреженное состояние газов. Путем довольно сложных ухищрений уда­ется уменьшить плотность комнат­ного воздуха в 10 млрд. раз. Но и такая «техническая пустота» все же оказывается в$ миллион раз более плотной, чем любая газовая ту­манность!

Может показаться странным, почему столь разреженная среда на фотографиях кажется сплошным и даже плотным светящимся облаком, тогда как воздух настолько прозра­чен, что почти не искажает наблю­даемую сквозь него картину Вселен­ной. Причина заключается, конечно, в $размерах туманностей. Они так грандиозны, что представить себе объем, ими занимаемый, нисколько не легче, чем ничтожную их плот­ность

В среднем туманности имеют поперечники, измеряемые световыми годами или даже десятками све­товых лет. Это означает, что если Землю уменьшить до размеров булавочной головки, то в таком масштабе туманность Ориона должна быть изображена облаком размером с земной шар! Поэтому, несмотря на ничтожную плотность составляющих ее газов, вещества туманности Ориона все$ же вполне хватило бы на изготовле­нием нескольких сотен таких звезд, как наше Солнце.

Мы находимся от туманности Ориона на расстоянии, которое свет преодолевает за 180$0 лет. Благодаря этому мы видим ее всю целиком. Если же в будущем при межзвездных перелетах путешест­венники окажутся внутри туман­ности Ориона, то заметить это будет нелегко — рассматр$иваемая «изнутри» туманность покажется почти идеально прозрачной.

Свечение газопылевых туман­ностей может быть вызвано тремя причинами. Во-первых, если вблизи туманности находится какая-нибудь звезда — туманность отражает ее свет, как туман, освещенный уличным фонарем. Во-вторых, в тех случаях, когда соседняя звезда весьма горячая (с темпера­турой атмосферы большей 20000 К), атомы газов туманности переизлучают энергию, получаемую от звезды, и процесс свечения пре­вращается в люминесценцию, имеющую сход$ство со свечением газов в рекламных трубках. Наконец, постоянно движущиеся газовые об­лака иногда сталкиваются друг с другом, и энергия столкновения частично преобразуется в излучение. Разумеется, все три причины могут действовать и совместно.

АССО$ЦИАЦИИ И ПОДСИСТЕМЫ

Когда мы видим на небе группу редких звезд, объяснить это их случайной встречей в мировом про­странстве было бы$ ошибкой. Скорее такие звезды имеют общее проис­хождение, и мы их застали в ран­ний период их жизни, когда они еще не успели разойтись в разные стороны.

Так рассуждал известный совет­ский астроном, академик В. А. Амбарцумян, когда в !947 г. ему удалось открыть рассеянные группы очень горячих $звезд-гигантов (спек­тральные классы О и В), а также переменных желтых и красных кар­ликовых звезд типа звезды Т Тельца. Первые из этих группировок В. А. Амбарцумян назвал 0-ассоциацнямй, вторые Т-ассоциациями. Каждая ассоциация состоит из нескольких десятков звезд, и размеры их колеблются в пределах от десятков до сотен световых лет. Установлено, что нек$оторые ассоциации медленно расширяются во все стороны.

Внутри звездных ассоциаций об­наружены большие массы водорода и пылевая материя.

По мнению В. А. Амбарцумяна н его последователей, звезды, обра­зующие ассоциации, возникли одновременно из особых, как он назы­вает, дозвездных тел. Эти тела пока решительно ничем себя непосред­ственно не проявили. С$уществуют ли они в действительности, покажет будущее.

Еще в 1944 г. немецкий астроном В. Бааде (1893—1966) разделил звездное население Галактики на два типа. К первому он отнес звезды, составляющие спиральные ветви нашей звездной системы, а также звезды рассеянных звездных скоплений и некоторые другие. Население второго типа по$ Бааде — это звезды шаровых звездных скоп­лений и звезды ядра Галактики.

Примерно в это же время де­тальное изучение структуры Галак­тики начал известный советский специалист по звездной астрономии Б. В. Кукаркин (1909—1977). В ито­ге он пришел к выводу, что в Галактике можно выделить три под­системы: плоскую, промежуточную и сферическую. Б. В. Кукаркин до­казал, что звезды с одинаковыми физическими харак$теристиками рас­пределяются в пространст$ве одинаковым способом. Так, например, горячие гигантские звезды спектральных классов О и В, звезды рассеянных скоплений, пылевые туманности и сверхновые звезды образуют плоские подсистемы. Промежуточные подсистемы образованы новыми звездами, белыми карликами и некоторыми переменными звездами. Наконец, распределение в п$ространстве шаровых звездных скоплений, субкарликов и некоторых типов переменных звезд характерно для сферических подсистем.

Наша галактикаЕсть прямая связь между ре­зультатами Бааде и Кукаркина. Плоские подсистемы состоят из населения I типа, сферические—из населения II типа. Любопытн$о, что звезды II типа отличаются дефицитом металлов, что скорее всего свидетельствует о большом возрасте звезд сферических подсистем.

Описанное разделение на под­системы, по-видимому, имеет глубо­кий эволюционный смысл, раскрыть который в деталях предстоит в будущем. В настоящее время принято делить население Галактики на пять подсистем, схемы и назва­ния которых указаны на рисунке. В следующей таблице приведен примерный возраст каждой из под­с$истем в миллиардах лет и их характерный состав.

$

Как уже говорилось, главное, центральное сгущение звезд в Га­лактике называется балджем. Спи­ральная структура в балдже не проявляется. Она характерна для диска—плоской составляющей Галактики поперечником около 100000 св. лет. Скорее всего Га­лактика имеет две спиральные вет­ви, шириной около 3000 св. лет каждая.

Наша галактикаСамая центральная область Га­лактики поперечником в несколько тысяч световых лет—это арена очень бурных и пока еще не вполне понятных про$цессов. Здесь наблю­дается движение газов со ско$ростью в сотни километров в секунду, и создается впечатление, что имеют место какие-то гигантские взрывы, последствия которых мы видим. Пыль мешает нам рассмотреть под­робности, но, по мнению ряда астрономов, в центре Галактики имеется сверхмассивная «черная дыра» с массой в десятки тысяч солнечных масс, окруженная втя­гивающимися в нее газ$ами. Так ли это, решит будущее.

МЕСТНАЯ СИСТЕМА

Не только Вильям Гершель, но и некоторые его предшественники высказывали предположение, что часть светлых туманностей на небе представляют собой другие звездные системы, подобные Галактике. Лорд Росс даже сумел в свой огромный телескоп рассмотреть спиральную структуру некоторых из них. Но все это были ничем не подкрепленные догадки, и дискуссия об истинной природе «подозрительных» туман$­ностей захватила почти всю первую четверть текущего века.

Лишь в 1924 г. американский астроном Эдвин Хаббл (1889—1953) при помощи 100-дюймового рефлек­тора обсерватории Маунт-Вилсон сумел «разложить» на отдельные звезды спиральные ве$тви туманнос­тей Андромеды и Треугольника. Среди этих звезд оказались це­феиды — переменные звезды, период изменения светимости которых одно­значно определяет абсолютное зна­чение их светимости. Как уже гово­рилось, зная абсолютную и видимую яркость звезды, легко вычислить расстояние до нее. Так впервые уда­лось доказать, что обе туманности лежат далеко за пределами Галактики. Постепенно, в борьбе разных идей, родилась новая отрасль нау­ки — внегалакти$ческая астрономия.

Сегодня известно великое мно­жество галактик. На некоторых участках неба их видно больше, чем звезд. До сам$ых дальних из них луч света доходит лишь за мил­лиарды лет. Естественно, что изуче­ние мира галактик началось с ближайших из них, которые вместе с нашей Галактикой образуют Мест­ную систему из 34 галактик.

Местная систем$а галактик зани­мает огромный объем пространства поперечником около 6 000 000 св. лет. Из 34 членов этой системы два (туманность Андромеды и наша Галактика) принадлежат к гигант­ским звездным системам, три (Магеллановы Облака и туманность Треугольника) являются системами промежуточных размеров, а осталь­ные — типичные галактики-карлики.

Тру$дно сказать, насколько ха­рактерно такое сочетание звездных систем для других областей Вселенной. С больших расстояний кар­ликовые галактики просто не видны. Можно все же думать, что карли­ковых галактик во Вселенной долж­но быть не меньше, чем гигантских звездных систем.

ВЫВОДЫ

Изучение звездных систем, очевидно немыслимое в древности, могло начаться на достаточно высоком уровне развития телескопической техники. Начало было положено в ХVIII и$ XIX вв. громадными реф­лекторами Гершелей и Росса. На протяжении этих веков осмысливалось положение Земли в звездном мире. Окончательно открытие Галак­тики с ее реальными параметрами состоялось лишь к началу 20-х годов текущего века. С этих же лет начи­нается и бурный рост вне$галак­тической астрономии, чему спо­собствовали прогресс в телескопостроении и рождение радиоастро­номии.

Ныне наблюдаемая часть Вселен­ной предстает как совокупность материальных систем, начиная от кратных звезд и звездных скоплений и$ кончая облаками из сотен тысяч галактик.

Главная задача современной звездной астрономии состоит в вы­яснении деталей строения Метага­лактики, т. е. всего доступного на­шем$у изучению звездного мира. От­крытие квазаров и уменьшение их численности по мере дальнейшего проникновения в глубины Вселенной, возможно, показывает, что «границы» Метагалактики близки к наблю­дению самых старых объектов ми­роздания.

То, что уже известно о мире га­лактик, показывает громадное мно­гообразие звездных систем. Этот факт еще и еще раз убеждает нас в неисчерпаемости окружающего нас материального мира.

Список использованной литературы.

$1. Засов А.В., Кононович Э.В. Астрономия: Учебник для 11 класса общеобразовательных учреждений. 3-е изд. –М.: Просвещение, АО «Московские учебники», 2001.

2. О. Струве, Б. Линдс, Э. Пилланс. Элементарная астрономия. 2-е изд. –М.: Наука 1967.$

3. Моше Д. Астрономия: Книга для учащихся. Перевод с английского/Под редакцией А. А. Гурштейна. – М.: Просвещение, 1985.

4. Агекян Т. А. Звёзды, галактики, Метагалактика. –3-е изд. –М.: Наука, 1981.

5. Зигель Ф.Ю. Астрономия в ёё развитии: Книга для учащихся 8-10 классов средней школы. –М.: Просвещение, 1988.

Post Comment