Лекция
Привет, Вы узнаете о том , что такое млечный путь, Разберем основные их виды и особенности использования. Еще будет много подробных примеров и описаний. Для того чтобы лучше понимать что такое млечный путь , настоятельно рекомендую прочитать все из категории Астрономия.
Физическое явление светящейся полосы из звезд, видимой на небе называется
полосой Млечного Пути или просто Млечным Путем.
Млечный путь в Белоруссии лучше всего виден летом, особенно в июле, августе. Он выглядит светлой светящейся полосой, проходящей через все небо, в
одних местах более яркой, в других - менее. Вдоль Млечного Пути наблюдаются яркие звездные облака и темные провалы. Млечный Путь образует на небе
почти полный круг. Он называется галактическим кругом или галактическим
экватором. Точки, отстоящие на 90 гр. от галактического экватора по обе стороны от него, называются северным и южным полюсами Галактики. Положение
объекта можно определить галактической широтой и долготой. Началом отсчета или нулем галактической долготы по международному соглашению принята
точка на галактическом экваторе, соответствующая направлению на центр Галактики. Галактический экватор наклонен по отношению к небесному экватору
примерно на 62 гр.
Визуальные и фотографические звездные подсчеты показывают, что самые слабые звезды сильнее концентрируются к полосе Млечного Пути. Так как слабые
звезды являются более далекими, то такие наблюдения доказывают, что Млечный Путь является сплюснутой системой звезд. Об этом писал еще Вильям
Гершель в 18 веке. Он имеет большую глубину. Некоторые звезды находятся на
расстоянии сотен, другие на расстоянии тысяч парсек от Солнца. Поскольку
Млечный Путь кажется нам лентой, опоясывающей небо и делящей его на две
почти равные части, значит Солнце должно располагаться вблизи центральной
плоскости системы.
Система Млечного Пути содержит примерно 100 млрд. звезд, газ и пыль.
Изучение Млечного Пути показало, что Солнце лежит не в центре Галактики, а
где-то ближе к краю, дальше середины расстояния между краем и центром.
Центр Галактики находится в направлении созвездия Стрельца, где Млечный
Путь имеет самую большую ширину и яркие звездные облака.
То, что центр находится именно с созвездии Стрельца доказывает и распределение шаровых звездных скоплений, новых звезд, планетарных туманностей. Об
этом свидетельствует вращение Галактики и интенсивное радиоизлучение,
идущее из созвездия Стрельца.
Центр Млечного Пути лежит между 8000 и 11000 пс от Солнца. Наиболее вероятным считается значение 10 000 пс. Солнце удалено от плоскости Галактики
на расстояние около 10 пс.
Всего же Млечный Путь имеет длину около 30 000 пс.
Вблизи Солнца существует система спиральных ветвей, накладывающихся на
равномерный конгломерат ничем не примечательных звезд. Спиральные ветви
можно легко проследить, если схематически изобразить положение белоголубых сверхгигантов и областей наибольшей плотности межзвездного газа и
пыли.
Вращение звезд происходит вокруг центра Галактики. Солнце движется со скоростью 250 км/с.
Знание расстояний до звезд позволяет найти их распределение в пространстве,
определить структуру Галактики. Для того, чтобы охарактеризовать количество
звезд в различных частях Галактики вводят понятие звездной плотности. Звездной плотностью называется количество звезд, находящихся в единице объема
пространства. За единицу объема принимается 1 кубический парсек.
Лучше всего звездная плотность изучена для окрестностей Солнца, так как для
близких звезд известны расстояния. Подсчеты показали, что в окрестностях
Солнца звездная плотность составляет около 0,06 звезды на кубический парсек.
На каждую звезду приходится 16 пс3
. Среднее расстояние между звездами около 2,5 пс.
Чтобы узнать, как меняется плотность в различных направлениях, подсчитывается число звезд на единице площади (на 1 кв. градусе) в различных участках
неба. При приближении к полосе Млечного Пути наблюдается сильное увеличение концентрации звезд.
Увеличение концентрации происходит при приближении к галактической плоскости и к Центру Галактики.
Важным в изучении Галактики является метод подсчета объектов различного
типа. Об этом говорит сайт https://intellect.icu . Большинство объектов находятся вблизи тонкого плоскостного слоя. К
ним относятся звезды ранних спектральных классов О и В, цефеиды, не принадлежащие к шаровым скоплениям, сверхновые звезды 2 типа, рассеянные звездные скопления, звездные ассоциации и темные пылевые туманности. Эти объекты образуют плоскую подсистему Галактики. Это молодые объекты.
Звезды типа RR Лиры, W Девы, µ Цефея, сверхновые 1 типа, субкарлики и шаровые скопления занимают объем эллипсоида, для которого галактическая
плоскость является диаметральным сечением. Эти объекты являются сфероидальной составляющей и концентрируются к центру Галактики.
Новые звезды, звезды типа RV Тельца, долгопериодические переменные, белые
карлики, звезды спектральных классов C и S, планетарные туманности располагаются в пределах более или менее сплюснутых эллипсоидов.
Звезды классов О и В располагаются на определенных расстояниях от центра,
образуя спиральные ветви. Спиральная структура также подтверждается изучением распределения в ней диффузного вещества и магнитного поля.
Звездными скоплениями называются группы динамически связанных между
собой звезд, содержащие большое количество объектов и отличающиеся своим
видом и звездным составом.
По внешнему виду скопления делятся на рассеянные и шаровые. Рассеянные
скопления содержат от 20 до 2000 звезд и легко распадаются на звезды даже в
слабый телескоп, а шаровые могут включать от 10 000 до 1 000 000 звезд и требуют для своего изучения мощного инструмента.
Рассеянные скопления находятся вблизи полосы Млечного Пути, а шаровые на
удалении от 5 до 20 градусов. Рассеянных скоплений всего известно около 800,
но вероятное их число несколько десятков тысяч.
Плеяды удалены на расстояние 130 пс, Гиады - 40 пс.
Чтобы отделить звезды, принадлежащие скоплению от звезд поля, случайно
проектирующихся на эту же область неба, можно построить диаграмму спектр -
светимость для звезд скопления. Для рассеянных скоплений на диаграмме хорошо выделяется главная последовательность. Ветвь гигантов почти полностью
отсутствует. Выделив звезды, принадлежащие скоплению и найдя нормальное
положение главной последовательности, можно получить модуль расстояния, а
следовательно и само расстояние до скопления. Если расстояние найдено, можно найти линейные размеры скопления. Они составляют от 2 до 20 пс.
Шаровые скопления сильно выделяются благодаря большому количеству компактно расположенных звезд, образующих сферическую или эллиптическую
систему, с сильной концентрацией звезд к центру.
Диаметры шаровых скоплений составляют около 40 пс. Из-за большой яркости
шаровые скопления наблюдаются почти все и их число в Галактике около 100.
Шаровые скопления образуют сферическую подсистему и концентрируются к
центру Галактики.
Диаграмма цвет - видимая зв. величина имеет особый вид. На ней выделяется
характерная для шаровых скоплений горизонтальная ветвь, ветвь гигантов, соединяющаяся с главной последовательностью. В шаровых скоплениях всегда
много переменных звезд, особенно типа RR Лиры, которые позволяют определить расстояния до скоплений.
Самые молодые и обширные рассеянные звездные скопления называются
звездными ассоциациями. Ассоциации трудно выделить на фоне других звезд
фотографически, но можно это сделать применяя спектральные методы. В Оассоциациях группируются горячие звезды спектральных классов О и В. Они во
много раз превышают по размерам обычные рассеянные скопления, простираясь на десятки и сотни парсеков.
Т-ассоциации состоят из молодых образующихся звезд типа Т Тельца.
В области нашей Галактики, простирающейся на 2000 пс от Солнца 80-85% вещества содержится в звездах и их остатках, а остальные 15-20% приходятся на
долю межзвездного газа и пыли. 99% этого межзвездного вещества газообразно,
1% приходится на пыль. Облака космической пыли проявляют себя различным
способом. Иногда они светятся как слабые туманности, но чаще выглядят как
области, лишенные звезд, сквозь которые могут быть не видны расположенные
сзади звезды.
На фотографиях звездного неба, особенно в области Млечного Пути можно заметить сильную неоднородность респределения звезд, вызванную наличием
темной непрозрачной материи. Объектами такого типа являются темные туманности под названием “Конской Головы” и “Угольного Мешка”. “Угольный Мешок” находится на расстоянии 150 пс и его размеры - 8 пс. На небе занимает
область больше 3 гр. Туманность выглядит черным пятном по сравнению с окружающими яркими областями и уменьшая свет примерно в 3 раза. Ослабление
света соответствует 1m
,2.
Таких областей в Млечном Пути много, они образуют длинную полосу.
Наличие в межзвездном пространстве вещества, поглощающего свет, подтверждается явлением межзвездного покраснения света. Оно состоит в том, что
спектральный состав излучения многих звезд, особенно далеких, оказывается не
таким, как у звезд того же спектрального класса. Разница заключается в недостатке излучения в синей части спектра, который приводит к кажущемуся покраснению. Изменение спектрального состава излучения вызывается тем же
самым веществом, которое вызывает поглощение света. Оно оказывается более
сильным для синих лучей и менее сильным для красных. Такое ослабление свет
испытывает при прохождении через среду, состоящую из мелких твердых частиц (пылинок), если их диаметр составляет 0,8 мкм.
В окрестностях Солнца ослабление света составляет 1m
,5 на 1 000 пс.
Наиболее сильное поглощение вблизи плоскости Галактики. Особенно велико
оно в направлении на центр Галактики и меняется в больших пределах. По мере
удаления от плоскости Млечного Пути общая величина межзвездного поглощения быстро падает за счет уменьшения толщины поглощающего слоя, расположеннго на луче зрения. В направлении к полюсу Галактики поглощение видимого света составляет 0m
,4 на всем протяжении слоя. Пыль относится к плоской подсистеме Галактики, распределяясь в пределах диска толщиной в несколько сотен парсеков. Распределение пыли носит клочковатый характер.
В некоторых случаях удается увидеть часть пылевой туманности, освещенную
какой-либо яркой звездой, находящейся недалеко. Поперечник освещенной области обычно не более 1 пс. Часто в таких туманностях наблюдаются изогнутые
волокна, т.е. вещество распределено неравномерно. Спектры туманности и освещающей звезды очень похожи. Свечение вызывается пылинками, отражающими излучение звезды. Эти туманности называются отражающими. Множество таких облаков (по 8-10 на 1000 пс) часто втречается в спиральных рукавах
Галактики вместе с газовыми туманностями, образуя газово-пылевые комплексы размерами в десятки и сотни пс.
Наблюдаются большие концентрации пыли в маленьких образованиях, называемых глобулами, которые видны на фоне ярких туманностей. Концентрация
пыли здесь больше в дес. и сотни раз чем в пылевых облаках.
Кроме пылевых существуют газовые туманности. Самая известная - туманность
Ориона, протяженностью около 6 пс. Всего известно около 400 таких объектов.
В спектрах газовых туманностей имеются яркие эмиссионные линии, доказывающие газовую природу их свечения. Внутри газовой туманности или рядом с
ней всегда можно найти горячую звезду спектрального класса О или В0, являющуюся причиной свечения туманности. Эти горячие звезды обладают мощным ультрафиолетовым излучением, ионизующим и заставляющим светиться
окружающий газ.
Поглощенная атомом туманности энергия ультрафиолетового кванта звезды
большей частью идет на ионизацию атома. В результате происходящих процессов рекомбинации вместо первоначально поглощенного жесткого ультрафиолетового кванта атомы туманности излучают несколько менее энергичных квантов видимых лучей. Этот процесс называется флуоресценцией. таким образом в
туманности происходит дробление ультрафиолетовых квантов звезды и перера-
ботка их в излучение, соответствующее спектральным линиям видимого спектра.
Концентрация частиц в туманностях - 100 - 1000 в см. куб. Это в миллионы раз
меньше, чем в солнечной короне и в миллиарды раз меньше, чем могут обеспечить современные вакуумные насосы. Температура в туманностях - 10 000 К и
средняя скорость электрона 500 км/с.
Горячие звезды на больших расстояниях вокруг себя ионизуют газ (до нескольких десятков парсеков). Ионизованный газ прозрачен к ультрафиолетовому
излучению, нейтральный газ его поглощает. Поэтому окружающая горячую
звезду область ионизации имеет резкую границу, дальше которой газ остается
нейтральным. Таким образом газ в межзвездной среде может быть либо полностью ионизован (зоны H II), либо нейтрален (зоны H I). Горячих звезд мало, поэтому газовые туманности и зоны H II составляют примерно 1-5% межзвездной
среды. Эти объекты располагаются в спиральных ветвях нашей Галактики и
других спиральных галактик.
Исследование, описанное в статье про млечный путь, подчеркивает ее значимость в современном мире. Надеюсь, что теперь ты понял что такое млечный путь и для чего все это нужно, а если не понял, или есть замечания, то не стесняйся, пиши или спрашивай в комментариях, с удовольствием отвечу. Для того чтобы глубже понять настоятельно рекомендую изучить всю информацию из категории Астрономия
Комментарии
Оставить комментарий
Астрономия
Термины: Астрономия