Фізика і астрономія. Рівень стандарту. 11 клас. Сиротюк

§ 24. Наша Галактика. Молочний Шлях. Будова Галактики. Місце Сонячної системи в Галактиці

Ще в далеку давнину люди помічали на безхмарному нічному небі в ясну безмісячну ніч, що із заходу на схід через зеніт тягнеться добре помітна світла смуга — Чумацький Шлях (Молочний Шлях). Вона нагадувала їм розлите молоко, яке, за легендою, розлила Гера, що спускалася на Землю.

Українці здавна по-різному називали нашу Галактику. Чумацький Шлях — найпоширеніша з них. Згідно з легендою чумаки їздили до Криму по сіль, орієнтуючись уночі на світлу смугу на небі. Божа Дорога — давня українська назва Чумацького Шляху. Цією дорогою нібито в золотій колісниці їздить пророк Ілля (християнський наступник давньоукраїнського Перуна) і гримить, метаючи золоті стріли блискавиць у демонів.

Давні греки Чумацький Шлях назвали Галактикою (від грец. γαλα — «молоко»). У 1609 р. Галілей у телескоп виявив, що Чумацький Шлях складається з величезної кількості слабких зір. Тоді виникла гіпотеза про те, що Сонце, усі видимі зорі, у тому числі й зорі Чумацького Шляху, належать до однієї величезної системи. Таку систему назвали Галактикою.

Наша Галактика — це велетенський зоряний острів, до складу якого входить Сонце й Сонячна система. Більшість зір Галактики, а їх за сучасними оцінками налічується понад 200 млрд, сконцентрована в плоскому диску, що його ми бачимо на небі як світлу смугу Чумацького Шляху, а також у спіральних відгалуженнях. У центрі Галактики є компактне згущення речовини — ядро, фізична природа якого та фізичні процеси, що відбуваються в ньому, є предметом детального вивчення.

Чумацький Шлях проходить через обидві півкулі по великому колу небесної сфери (мал. 4.27). Лінію, що йде вздовж середини Чумацького Шляху, названо галактичним екватором, а площину, що його утворює, — галактичною площиною. Галактична площина нахилена до площини небесного екватора під кутом 63°. Слід розуміти, що термін «галактика» належить до зоряної системи, а термін «Молочний Шлях» — до її світлої проекції на небесну сферу.

Мал. 4.27

Кількісні підрахунки зір у різних напрямках від галактичного екватора почав ще Гершель у 70-х рр. XVIII ст. Вибіркові підрахунки показали, що число зір різко зменшується по обидва боки від галактичної площини. Подальшими дослідженнями було встановлено, що всі зорі неба утворюють єдину зоряну систему.

У Чумацькому Шляху зосереджена основна частина зір Галактики — величезної зоряної системи, що має форму плоского лінзоподібного диска (мал. 4.28, 4.29 комп’ютерні моделі).

Мал. 4.28

Мал. 4.29

Дуже довгими були суперечки про її розміри, масу, структуру розміщення зір. Тільки у XX ст. було встановлено, що вона є спіральною галактикою у вигляді великого диска з перемичкою. Діаметр Галактики складає близько 30 тис. парсеків (близько 100 000 св. років, 1 квінтильйон км), а середня товщина близько 1000 св. років. Галактика містить близько 200 млрд зір (за сучасними даними, від 200 до 400 млрд). Основна частина зір розміщена у формі плоского диска. Згідно з останніми даними, маса Галактики оцінюється в 3 · 1012 мас Сонця, або 6 · 1042кг. Більша частина маси Галактики міститься не в зорях і міжзоряному газі, а в темному гало з темної матерії.

Сонячна система в Галактиці перебуває далеко від центра на відстані 10 кПк (30 000 св. р.) і лежить майже на галактичній площині. Центр Галактики міститься в сузір’ї Стрільця в напрямку на α = 17h46,1m, δ = -28°5′.

Частина зір нашої Галактики не входить до складу диска, а утворює сферичну складову — зоряне гало, радіус якого не менше ніж 20 кпк. Гало оточує дуже розріджена й величезна за розмірами (50-60 кпк) зовнішня частина Галактики — корона. Галактика має складну спіральну структуру у вигляді спіральних рукавів. Кулясте стовщення в середині диска одержало назву балдж (від англ. bulge — «здуття»). Найбільш густу й компактну центральну частину Галактики, розташовану в сузір’ї Стрільця, називають ядром.

Дослідження процесів, що відбуваються в центральній частині Галактики, дають змогу припустити, що в ядрі є надмасивна чорна діра. Ядро Галактики — малодосліджена частина, тому що схована від нас газопиловими хмарами й зорями. Ця частина нашої зоряної системи має дуже високу активність і випромінює в радіо-, інфрачервоному й рентгенівському діапазонах довжин хвиль. Маса ядра — кілька десятків мільйонів мас Сонця.

Якщо говорити про масу видимої речовини нашої Галактики, то приблизно 95 % її припадає на зорі, а близько 5 % — на міжзоряний газ і пил. Простір Галактики пронизано потоками заряджених частинок величезних енергій, а на міжзоряний газ діє магнітне поле.

Під час вивчення Галактики труднощі спричиняє наше внутрішнє положення в цій зоряній системі; поглинання випромінювання далеких галактичних об’єктів міжзоряною матерією. Ці труднощі можна подолати, якщо вивчати Галактику в усіх діапазонах електромагнітних хвиль. Там, де ми чогось не можемо спостерігати безпосередньо, слід звертатися до теоретичних міркувань та комп’ютерних моделей (мал. 4.30), що допомагають відновлювати ті ланки процесів та явищ, яких не вистачає.

Мал. 4.30

За межами нашої Галактики є безліч інших зоряних систем, які ми можемо спостерігати збоку, у різних ракурсах і на різних стадіях розвитку. Порівнюючи їх одна з одною та з нашою Галактикою, виявляючи їхні подібність і відмінність, з’ясовуючи причини цього, ми пізнаємо загальні закономірності будови та еволюції цих зоряних систем, а отже, і нашого зоряного острова.

Структурними складовими Галактики є зоряні скупчення. Зоряні скупчення — це гравітаційно пов’язані групи зір, які мають загальне походження. Зоряні скупчення рухаються в полі тяжіння Галактики як єдине ціле. За зовнішнім виглядом вони поділяються на розсіяні й кулясті.

Розсіяні зоряні скупчення не мають правильної форми порівняно з групою зір, що містить від кількох сотень до кількох тисяч зір. Розміри таких скупчень — від 6 до 14 пк. Найближчі до нас розсіяні зоряні скупчення — Плеяди й Гіади — розміщені в сузір’ї Тельця. Неозброєним оком можна розрізнити в Плеядах 5-7 слабких зір, що розміщуються у вигляді маленького ковша (мал. 4.31).

Мал. 4.31

Скупчення Гіади не досить компактне, але містить багато яскравих зір. На цей час відомо понад 1500 розсіяних зоряних скупчень. Усі вони концентруються у галактичній площині та, подібно до інших об’єктів плоскої складової Галактики, беруть участь в обертанні навколо її центра. Загальне число розсіяних скупчень у Галактиці — 2 · 104 об’єктів.

Кулясті зоряні скупчення мають сферичну або еліпсоїдальну форму, вони нараховують від десятків тисяч до мільйонів зір. Діаметри таких зоряних скупчень — у межах від 20 до 100 пк. Просторова концентрація зір різко зростає до центра скупчення, досягаючи десятків тисяч у кубічному парсеку (на околицях Сонця — 0,13 пк-3). Кулясті скупчення утворюють протяжне гало навколо центра Галактики, сильно концентруючись до нього. Усього в Галактиці відкрито близько 200 кулястих скупчень, а їхнє загальне число — близько 500 (мал. 4.32). Зоряне «населення» кулястих скупчень складається з давно проеволюціонованих зір — червоних гігантів і надгігантів. Кулясті скупчення нашої Галактики — одні з найстаріших. Їхній вік становить 10-15 млрд років.

Мал. 4.32

Зоряні асоціації — угруповання гравітаційно не пов’язаних або слабо пов’язаних між собою молодих зір (віком до кількох млн років), об’єднаних спільним походженням.

Туманність — внутрішньогалактична хмара розріджених газів і пилу. За типом зоряного «населення» асоціації поділяють на: ОВ-асоціації, що здебільшого складаються з гарячих зір спектральних класів О та В; Т-асоціації, характерні об’єкти яких — змінні зорі типу Т Тельця.

Поділ на ОВ- та Т-асоціації є досить умовний, оскільки зорі типу Т Тельця виявлено в усіх близьких до Сонця ОВ-асоціаціях. Однак багато Т-асоціацій не мають зір класів О або В. Пізніше Сідні ван ден Берг (1929) запропонував позначення R для асоціацій, що висвітлюють відбивні туманності.

Зоряні асоціації виявив Віктор Амбарцумян (1908-1996) у 1948 р. й передбачив їхній розпад. Пізніше дослідження астрономів підтвердили факт розширення зоряних асоціацій. Згодом було виявлено, що високі концентрації та малі дисперсії швидкостей зір у Т-асоціаціях свідчать про їхню стійкість.

На відміну від молодих розсіяних скупчень, зоряні асоціації мають більші розміри — десятки парсеків (ядра розсіяних скупчень — одиниці парсеків) та меншу густину зоряного «населення»: кількість зір в асоціації становить від кількох десятків до сотень, маса — 102-104Μ, тоді як розсіяні скупчення налічують сотні тисяч і більше зір.

Своїм походженням зоряні асоціації завдячують областям зореутворення з масивним комплексом молекулярних хмар.

ЗАПИТАННЯ ДО ВИВЧЕНОГО

  • 1. Яка будова нашої Галактики? Які об’єкти входять до складу нашої Галактики?
  • 2. Яке положення Сонячної системи в Галактиці?
  • 3. Чим відрізняються зорі диска Галактики від зір гало?
  • 4. Як розподілені кулясті скупчення в Галактиці? Чим вони відрізняються від розсіяних скупчень?

Дайте характеристику різним видам галактик і розкажіть, де їх можна спостерігати.