Собственные движения и пространственные скорости звезд. Звезды во вселенной Как определить пространственную скорость звезды

Слайд 1


Тема: Пространственная скорость звезд Самую узнаваемую группа звезд на небе Северного полушария – Большой Ковш (часть созвездия Большой Медведицы, имеет различные имена у разных народов). Пять звезд Большого Ковша расположены в одном месте в пространстве и возможно, что образовались примерно в одно время. Воронецкий Никита

Слайд 2

Собственное движение звезды

Собственное движение измеряется в секундах дуги в годμ[″/год ]. В 720г И. Синь (683-727, Китай) в ходе углового изменения расстояния между 28 звездами, впервые высказывает догадку о перемещении звезд. В 1718гЭ. Галлей (1656-1742, Англия) открывает собственное движение звезд, исследуя и сравнивая каталоги Гиппарха (125г до НЭ) и Дж. Флемстида (1720г). Первой звездой, у которой он в 1717г обнаружил собственное движение была Арктур (α Волопаса), находящуюся в 36 св.г. и имеющей собственное движение 2,3"/ год. Из наблюдений было замечено, что координаты звезд медленно меняются вследствие их перемещения по небу. Итак, звезды движутся, т.е. меняют со временем свои координаты. К концу 18 века измерено собственное движение 13 звезд, а В. Гершель в 1783г открыл, что наше Солнце также движется в пространстве.

Слайд 3

Изменение положения звезд на небе

Звезда Бернарда в созвездии Змееносца самая быстро перемещающаяся (10,31”/год) звезда на небе. Смещение звезд за 100 лет в сравнении с диском Луны. Звезды движутся с разными скоростями, в разном направлении и находятся на разном расстоянии от нас. Вследствие этого взаимное расположение звезд меняется со временем, что можно заметить в течение тысячелетий. Взаимное расположение группы звезд Большой Медведицы со временем. Какие звезды скорее всего принадлежит к одной группе?

Слайд 4

Пространственная скорость

Так как r =a/π , то с учетом смещения μ получим r.μ =a.μ/π; но r.μ/год=υ, тогда подставляя числовые данные получим тангенциальную скоростьυτ =4,74.μ/π. Лучевую скорость υr определяют по спектру [эффект Х. Доплера (1803-1853, Австрия), установившего в 1842г, что длина волны источника изменяется в зависимости от направления движения] υr =∆λ.с/λо Применимость эффекта к световым волнам была доказана в 1900году в лабораторных условиях А. А. Белопольским(1854-1934). Состоит из: Vr-лучевая (по лучу зрения)скорость Vτ- тангенциальная скорость Из рисунка по теореме Пифагора

Слайд 5

Лучевая скорость

На рисунках показано смещение линии водорода в спектре звезды в зависимости от направления движения звезды относительно Земли. Приближение - смещается к Фиолетовому (знак "-"). Удаление - смещается к Красному (знак "+"). Закон Доплера, где V – проекция скорости источника на луч зрения Первым измерил лучевые скорости нескольких ярких звезд в 1868г Уильям Хеггинс (1824 - 1910, Англия). С 1893г впервые в России Аристарх Аполлонович Белопольский (1854 - 1934) приступил к фотографированию звезд и проведя многочисленные точные измерения определил лучевые скорости 220 ярких (2,5-4m) звезд.

Слайд 6

Связь собственного движения звезд с их координатами

Положение любой звезды в пространстве характеризуется экваториальными координатами. α - прямое восхождение δ - склонение Вследствие обращения Земли вокруг Солнца со скоростью V≈30 км/с, линии в спектре удаляющихся звезд дополнительно смещаются к красному концу спектра на ∆λ/λ=V/с=10-4, а при приближении на такую же величину к фиолетовому. Собственное движение звезд характеризуется: μα - собственное движение по прямому восхождению μδ - собственное движение по склонению Изменение координат звезды за год определяют по формулам: Δα=3,07с+1,34сsinα.tanδ Δδ=20,0".cosα

Слайд 7

Самые быстрые звезды неба

Самая быстро перемещающаяся по небу звезда ß Змееносца (летящая Барнарда), открыта в 1916г Э. Барнард (1857-1923, США). m=9,7m , r=1,828 пк, μ =10,31"/год, красный карлик Лучевая скорость=106,88 км/с, Пространственная (под углом 38°)=142км/с. Собственные движения и лучевые скорости ярких звезд После измерения собственных движений > 50000 звезд, выяснилось, что самая быстрая звезда неба в созвездии Голубя (μ Col) имеет пространственную скорость=583км/с. На ряде обсерваторий мира, располагающих крупными телескопами, в том числе Крымской астрофизической, ведутся многолетние определения лучевой скорости звёзд. Но наиболее успешные измерения проведены КА для высокоточных измерений параллаксов «Гиппарх» (HIPPARCOS, работа 1990-1993гг).

Посмотреть все слайды

Пространственная скорость V звезд всегда определяется относительно Солнца (рис. 10) и вычисляется по лучевой скорости V r направленной вдоль луча r, соединяющего звезду с Солнцем, и по тангенциальной скорости V t .

(141)

Рис. 10, Движение звезды относительно Солнца

Направление пространственной скорости V звезды характеризуется углом θ между нею и лучом зрения наблюдателя; очевидно,

cos θ = V r / V

и sin θ =V t /V (142)

причем 0° ≤ θ ≤ 180°.

Из наблюдений определяется лучевая скорость v r звезды относительно Земли. Если в спектре звезды линия с длиной волны λ сдвинута от своего нормального (лабораторного) положения на величину Δх мм, а дисперсия спектрограммы на данном ее участке равна D Å/мм, то смещение линии, выраженное в Å,

Δλ = λ" - λ = Δх · D (143)

и, по (138), лучевая скорость

v r = c (Δλ / λ)

где с = 3·10 5 км/с - скорость света.

Тогда лучевая скорость в километрах в секунду относительно Солнца

V r = v r - 29,8·sin (λ * - λ ) cos β * , (144)

где λ * - эклиптическая долгота и β * - эклиптическая широта звезды, λ - эклиптическая долгота Солнца в день получения спектрограммы звезды (заимствуется из астрономического ежегодника), а число 29,8 выражает круговую скорость Земли в километрах в секунду.

Скорость V r (или v r) положительна при направлении от Солнца (или от Земли) и отрицательна при обратном направлении.

Тангенциальная скорость V t звезды в километрах в секунду определяется по ее годичному параллаксу π и собственному движению μ, т. е. по дуге, на которую смещается звезда на небе за 1 год:

(145)

причем μ и π выражены в секундах дуги ("), а расстояние r до звезды - в парсеках.

В свою очередь, μ определяется по изменению экваториальных координат α и δ звезды за год (с учетюм прецессии):

(146)

причем компонент собственного движения звезды по прямому восхождению μ a выражен в секундах времени (с), а компонент по склонению μ δ -в секундах дуги (").

Направление собственного движения μ определяется позиционным углом ψ, отсчитываемым от направления к северному полюсу мира:

(147)

причём ψ в пределах от 0° до 360°.

У галактик и квазаров собственное движение μ = 0, и поэтому у них определяется только лучевая скорость V r , а так как эта скорость велика, то скоростью Земли пренебрегают и тогда V r = v r . Обозначая Δλ/λ = z, получим для сравнительно близких галактик, у которых z ≤ 0,1,

V r = cz, (148)

и, согласно закону Хабба, их расстояние в мегапарсеках (Мпс) *

r = V r / H = V r / 50 (149)

где современное значение постоянной Хаббла H = 50 км/с·Мпс.

Для далеких галактик и квазаров, у которых z > 0,1, следует пользоваться релятивистской формулой

(150)

а оценка их расстояний зависит от принятой космологической модели Вселенной. Так, в закрытой пульсирующей

(151),

а в открытой модели Эйнштейна - де Ситтера

(152)

Пример 1. В спектре звезды линия гелия с длиной волны 5016 Å сдвинута на 0,017 мм к красному концу, при дисперсии спектрограммы на этом участке в 20 Å/мм. Эклиптическая долгота звезды равна 47°55" и ее эклиптическая широта - 26°45", а во время фотографирования спектра эклиптическая долгота Солнца была близкой к 223° 14". Определить лучевую скорость звезды.

Данные : спектр, λ = 5016 Å, Δx = +0,017 мм, .

D=20 Å/мм; звезда, λ* = 47°55", β* = -26°45"; Солнце, λ = 223° 14".

Решение . По формулам (143) и (138) находим смещение спектральной линии:

Δλ = ΔxD = +0,017·20 = +0,34Å

и лучевую скорость звезды относительно Земли:

Чтобы использовать формулу (144) для вычисления лучевой скорости Vr звезды относительно Солнца, необходимо по таблицам найти

sin (λ*-λ ) = sin (47°55"-223° 14") = -0,0816
иcosβ* = cos (-26°45") = + 0,8930,

V r -v r -29,8·sin(λ * -λ )cosβ * = +20,5+29,8·0,0816·0,8930 = +22,7; V r = +22,7 км/с.

Пример 2. В спектре квазара, фотографический блеск которого 15m,5 и угловой диаметр 0",03, эмиссионная линия водорода Η β с длиной волны 4861 Å занимает положение, соответствующее длине волны 5421 Å. Найти лучевую скорость, расстояние, линейные размеры и светимость этого квазара.

Данные : m pg = 15m,5, Δ = 0",03;

Η β , λ" = 5421 Å, λ = 4861 Å.

Решение . По формуле (143), смещение спектральной линии водорода

Δλ = λ" - λ = 5421 - 4861 = + 560Å

и так как z > 0,1 то, согласно (150), лучевая скорость

или V r = 0,108·3·10 5 км/с = +32400 км/с.

По формуле (151), в закрытой пульсирующей модели Вселенной расстояние до квазара

r = 619 Μпс =619· 10 6 пс.

или r = 619·10 6 ·3,26 cв, лет = 2,02· 10 9 cв, лет

Тогда, по (55), линейный диаметр квазара

или D = 90 · 3,26 = 293 св. года.

Согласно (117), его абсолютная фотографическая звездная величина

M pg = m pg + 5 - 5 lgr = 15 m , 5 + 5 - lg619·10 6 = - 23 m ,5

и, по формуле (120), логарифм светимости

lgL pg = 0,4(M pg - M pg) = 0,4·(5 m ,36 + 23 m ,5) = 11,54,

откуда светимость L pg = 347·10 9 , т. е. равна светимости 347 миллиардов звезд типа Солнца.

Те же величины в модели Эйнштейна - де Ситтера получаются по формуле (152):

r = 636 Мпс;

или r = 636·10 6 ·3,26 св. лет. = 2,07·10 9 св. лет, D = 92,5 пс = 302 св. года и с той же степенью точности M pg = - 23 m ,5 и L pg = 347·10 9

Задача 345. Линии поглощения водорода Η β , и Н δ , длина волны которых 4861 Å и 4102 Å, смещены в спектре звезды к красному концу соответственно на 0,66 и 0,56 Å. Определить лучевую скорость звезды относительно Земли в ночь наблюдений.

Задача 346. Решить предыдущую задачу для звезды Регула (а Льва), если те же линии в ее спектре смещены к фиолетовому концу соответственно на 0,32 Å и 0,27 Å.

Задача 347. В какую сторону спектра и на сколько миллиметров сдвинуты линии поглощения железа с длиной волны 5270 Å и 4308 Å в спектрограмме, звезды с лучевой скоростью - 60 км/с, если дисперсия спектрограммы на первом ее участке равна 25 Å/мм, а на втором 20 Å/мм?

Задача 348. Вычислить положение водородных линий поглощения Η β , Η δ и Н x в спектрах звезд, лучевая скорость одной из которых относительно Земли равна -50 км/с, а другой +30 км/с. Нормальная длина волны этих линий соответственно 4861, 4102 и 3750 Å.

Задача 349. Звезды β Дракона и γ Дракона находятся вблизи северного полюса эклиптики. Линии железа с λ=5168 Å и λ=4384 Å в спектре первой звезды смещены к фиолетовому концу на 0,34Å и 0,29Å, а в спектре второй звезды - на 0,47 Å и 0,40 Å. Определить лучевую скорость этих звезд.

Задача 350. Найти лучевую скорость звезды Канопуса (а Киля), если в ночь наблюдений эклиптическая долгота Солнца была близкой к эклиптической долготе звезды, а линии поглощения железа Ε (5270 Å) и G (4326 Å) в спектрограмме звезды сдвинуты к красному концу соответственно на 0,018 мм и 0,020 мм, при дисперсии 20 Å/мм на первом участке спектрограммы и 15 Å/мм на втором ее участке.

Задача 351. В ночь фотографирования спектра звезды Беги (а Лиры) ее эклиптическая долгота отличалась от эклиптической долготы Солнца на 180°, и линии поглощения водорода Н β (4861 Å) и Н γ (4102 Å) оказались сдвинутыми к фиолетовому концу спектрограммы соответственно на 0,0225 мм и 0,0380 мм при дисперсии на участках расположения этих линий равной 10 Å/мм й 5 Å/мм. Найти лучевую скорость Веги.

Задача 352. При каких условиях поправка приведения лучевой скорости звезд к Солнцу равна нулю и при каких её абсолютное значение становится наибольшим?

Задача 353. По приведенным в таблице сведениям вычислить величину и позиционный угол тангенциальной скорости звезд.

Задача 354. Вычислить тангенциальную скорость звезд, параллакс и собственное движение которых указаны после их названий: Альтаир (а Орла) 0",198 и 0",658; Спика (а Девы) 0",021 и 0",054; ε Индейца 0",285 и 4",69.

Задача 355. Для звезд предыдущей задачи найти компоненты собственного движения по экваториальным координатам. Позиционный угол собственного движения и склонение каждой звезды указаны после ее названия: Альтаир 54°,4 и +8°44"; Спика 229°,5 и -10°54"; ε Индейца 123°,0 и -57°00".

Задача 356. За какой интервал времени и в каком направлении звезды предыдущей задачи сместятся на диаметр лунного диска (30") и какими будут тогда их экваториальные координаты в координатной сетке 1950.0, если в настоящее время в этой же сетке их координаты: у Альтаира 19ч48м20с,6 и +8°44"05", у Спики 13ч22м33с,3 и -10°54"04" и у ε Индейца 21ч59м33с,0 и - 56°59"34"?

Задача 357. Какими будут экваториальные координаты звезд предыдущей задачи в 2000 г. в координатной сетке этого года, если в местах их положения годовая прецессия по прямому восхождению и по склонению (в последовательности перечисления звезд) равна +2с,88 и +9",1; +3с,16 и -18",7; +4с,10 и +17",4?

Задача 358. Лучевая скорость звезды Ахернара (а Эридана) равна +19 км/с, годичный параллакс 0",032 и собственное движение 0",098, а у звезды Денеба (а Лебедя) аналогичные величины равны соответственно - 5 км/с, 0"",004 и 0",003. Найти величину и направление пространственной скорости этих звезд.

Задача 359. В спектре звезды Проциона (а Малого Пса) линии поглощения железа с длиной волны 5168 Å и 4326 Å смещены (с учетом скорости Земли) к фиолетовому концу соответственно на 0,052 Å и 0,043 Å. Компоненты собственного движения звезды равны- 0c,0473 по прямому восхождению и -1",032 по склонению, а ее параллакс 0",288, Найти величину и направление пространственной скорости Проциона, склонение которого +5°29".

Задача 360. На спектрограмме звезды Капеллы (а Возничего) линии поглощения железа с длиной волны 4958 Å и 4308 Å сдвинуты к красному концу на 0,015 мм при дисперсии на этих участках соответственно 50 Å/мм и 44 Å/мм. Склонение звезды +45°58", эклиптическая долгота 8l°10", эклиптическая широта +22°52", параллакс 0",073, а компоненты собственного движения + 0 с,0083 и -0",427. В ночь наблюдений эклиптическая долгота Солнца была 46°18/. Узнать величину и направление пространственной скорости звезды.

Задача 361. В настоящую эпоху визуальный блеск звезды Беги (а Лиры) + 0m,14, ее собственное движение 0",345, параллакс 0",123 и лучевая скорость-14 км/с. Найти эпоху наибольшего сближения Веги с Солнцем и вычислить для нее расстояние, параллакс, собственное движение, лучевую и тангенциальную скорость и блеск этой звезды.

Задача 362. Решить предыдущую задачу для звезды Толима-на (а Центавра), визуальный блеск которой в современную эпоху равен +0m,06, собственное движение 3",674, параллакс 0",751 и лучевая скорость - 25 км/с. Какими были искомые величины 10 тыс. лет назад и какими они будут через 10 тыс. лет после эпохи наибольшего сближения?

Задача 363. В спектрах далеких галактик и квазаров наблюдается смещение линий к красному концу (красное смещение). Если это явление интерпретировать как эффект Допплера, то какой лучевой скоростью обладают названные объекты при красном смещении, составляющем соответственно 0,1, 0,5 и 2 длины волны спектральных линий?

Задача 364. По данным предыдущей задачи вычислить расстояния тех же объектов в двух космологических моделях, приняв постоянную Хаббла равной 50 км/с Мпс.

Задача 365. Найти красное смещение в спектрах внегалактических объектов, соответствующее лучевой скорости, равной 0,25 и 0,75 скорости света.

Задача 366. Какое получится различие в лучевых скоростях объектов предыдущей задачи, если вместо релятивистской формулы эффекта Допплера использовать обычную формулу этого эффекта?

Задача 367. В таблице приведены сведения о трех галактиках:

Зная, что у линий Η и К ионизованного кальция длина волны 3968 Å (Н) и 3934 Å (К), вычислить лучевую скорость, расстояние, линейные размеры, абсолютную звездную величину и светимость этих галактик.

Задача 368. В спектре квазара СТА102, имеющего блеск 17m,3, смещение эмиссионных линий превышает соответствующую длину волны в 1,037 раза, а в спектре квазара PKS 0237-23 (блеск 16m,6) -в 2,223 раза. На каких расстояниях находятся эти квазары и чему равна их светимость? Задачу решить по двум космологическим моделям.

Задача 369. Вычислить расстояние, линейные размеры и светимость квазара ЗС 48, если его угловой диаметр равен 0",56, блеск 16m,0, а линия λ 2798 ионизованного магния смещена в его спектре до положения λ 3832.

Задача 370. Решить предыдущую задачу для квазара ЗС 273 с угловым диаметром 0",24 и блеском 12m,8, если эмиссионные линии водорода в его спектре сдвинуты:

Ηβ (λ 4861) до λ =5640 Å; Н γ (λ 4340) до

λ = 5030 Å и Η δ (λ 4102) до λ = 4760 Å.

Задача 371. У одного из наиболее удаленных квазаров красное смещение составляет 3,53 нормальной длины спектральных линий. Найти лучевую скорость квазара и оценить расстояние до него.

Ответы - Движение звезд и галактик в пространстве

Для учащихся 9–11 классов на 16.03.2013

Пространственное движение звезд

Задачи для самостоятельного решения

1..gif" width="45" height="21">; возможная неточность (вероятная ошибка) его измерения составляет . Что можно сказать о расстоянии до звезды?

3. Вычислить абсолютную звездную величину Сириуса, зная, что его параллакс равен видимая звездная величина равна .

4. Во сколько раз слабее Солнца звезда Проксима Центавра, для которой .

5. Звездная величина Веги равна 9 сентября" href="/text/category/9_sentyabrya/" rel="bookmark">9 сентября 1949 г. и 7 марта следующего года?

10. Вывести формулу, дающую поправку наблюденной лучевой скорости звезды за влияние годичного движения Земли для случая, когда звезда находится в полюсе эклиптики.

11. Вывести формулу, дающую поправку наблюденной лучевой скорости звезды за влияние годичного движения Земли для случая, когда звезда находится в плоскости эклиптики. Звезду считать находящейся в точке весеннего равноденствия, а орбиту Земли считать круговой.

12. Звезда с координатами ..gif" width="16" height="17">.gif" width="63" height="21"> по направлению, позиционный угол которого . Определить компонент собственного движения .

14..gif" width="61" height="21"> по направлению, позиционный угол которого . Определить компоненты собственного движения по обеим координатам и .

15..gif" width="45" height="21"> . Какова ее тангенциальная скорость?

16. Лучевая скорость Альдебарана равна +54 км/с , а тангенциальная скорость 18 км/с. Найти полную пространственную скорость его относительно Солнца.

17. Собственное движение Сириуса по прямому восхождению равно , а по склонению в год, лучевая скорость равна км/с, а параллакс Определить полную пространственную скорость Сириуса относительно Солнца и угол, образуемый ею с лучом зрения.

18. Полная пространственная скорость звезды Канопус 23 км/с образует угол в с лучом зрения. Определить лучевую и тангенциальную составляющие скорости.

19..gif" width="45" height="21 src=">.

Звезды в древности считались неподвижными друг относительно друга. Однако в XVIII в. было обнаружено очень медленное перемещение Сириуса по небу. Оно заметно лишь при сравнении точных измерений его положения, сделанных с промежутком времени в десятилетия.

Собственным движением звезды называется ее видимое угловое смещение по небу за один год. Оно выражается долями секунды дуги в год.

Только звезда Барнарда проходит за год дугу в что за 200 лет составит 0,5°, или видимый поперечник Луны. За это звезду Барнарда назвали «летящей». Но если расстояние до звезды неизвестно, то ее собственное движение мало что говорит об ее истинной скорости.

Например, пути, пройденные звездами за год (рис. 98), могут быть разные: а соответствующие им собственные движения одинаковые.

2. Компоненты пространственной скорости звезд.

Скорость звезды в пространстве можно представить как векторную сумму двух компонент, один из которых направлен вдоль луча зрения, другой перпендикулярен ему. Первый компонент представляет собой лучевую, второй - тангенциальную скорость. Собственное движение звезды определяется лишь ее тангенциальной скоростью и не зависит от лучевой. Чтобы вычислить тангенциальную скорость в километрах в секунду, надо выраженное в радианах в год, умножить на расстояние до звезды выраженное в километрах,

Рис. 98. Собственное движение лучевая тангенциальная и полная пространственная скорость звезды .

Рис. 99. Изменение видимого расположения ярких звезд созвездия Большой Медведицы вследствие их собственных движений: сверху - 50 тыс. лет назад; в середине - в настоящее время; внизу - через 50 тыс. лет.

и разделить на число секунд в году. Но так как на практике всегда определяется в секундах дуги, в парсеках, то для вычисления в километрах в секунду получается формула:

Если определена по спектру и лучевая скорость звезды то пространственная скорость ее V будет равна:

Скорости звезд относительно Солнца (или Земли) обычно составляют десятки километров в секунду.

Собственные движения звезд определяют, сравнивая фотографии выбранного участка неба, сделанные на одном и том же телескопе через промежуток времени, измеряемый годами или даже десятилетиями. Из-за того, что звезда движется, ее положение на фоне более далеких звезд за это время немного изменяется. Смещение звезды на фотографиях измеряют с помощью специальных микроскопов. Такое смещение удается оценить лишь для сравнительно близких звезд.

В отличие от тангенциальной скорости лучевую скорость можно измерить, даже если звезда очень далека, но яркость ее достаточна для получения спектрограммы.

Звезды, близкие друг к другу на небе, в пространстве могут быть расположены далеко друг от друга и двигаться с различными скоростями. Поэтому по истечении тысячелетий вид созвездий должен сильно меняться вследствие собственных движений звезд (рис. 99).

3. Движение Солнечной системы.

В начале XIX в. В. Гершель

установил по собственным движениям немногих близких звезд, что по отношению к ним Солнечная система движется в направлении созвездий Лиры и Геркулеса. Направление, в котором движется Солнечная система, называется апексом движения. Впоследствии, когда стали определять по спектрам лучевые скорости звезд, вывод Гершеля подтвердился. В направлении апекса звезды в среднем приближаются к нам со скоростью 20 км/с, а в противоположном направлении с такой же скоростью в среднем удаляются от нас.

Итак, Солнечная система движется в направлении созвездий Лиры и Геркулеса со скоростью 20 км/с по отношению к соседним звездам Задавать вопрос о том, когда мы долетим до созвездия Лиры, бессмысленно, так как созвездие не является пространственно ограниченным образованием. Одни звезды, которые сейчас мы относим к созвездию Лиры, мы минуем раньше (на огромном от них расстоянии), другие будут всегда оставаться практически так же далеки от нас, как и сейчас.

(см. скан)

4. Если звезда (см. задачу 1) приближается к нам со скоростью 100 км/с, то как изменится ее яркость за 100 лет?

4. Вращение Галактики.

Все звезды Галактики обращаются вокруг ее центра. Угловая скорость обращения звезд во внутренней области Галактики (почти до Солнца) примерно одинакова, а внешние ее части вращаются медленнее. Этим обращение звезд в Галактике отличается от обращения планет в Солнечной системе, где и угловая, и линейная скорости быстро уменьшаются с увеличением радиуса орбиты. Это различие связано с тем, что ядро Галактики не преобладает в ней по массе, как Солнце в Солнечной системе.

Солнечная система совершает полный оборот вокруг центра Галактики примерно за 200 млн. лат со скоростью 250 км/с.

Сравнение экваториальных координат одних и тех же звёзд, определённых через значительные промежутки времени, показало, что a и d меняются с течением времени. Значительная часть этих изменений вызывается прецессией, нутацией, аберрацией и годичным параллаксом. Если исключить влияние этих причин, то изменения уменьшаются, но не исчезают полностью. Оставшееся смещение звезды на небесной сфере за год называется собственным движением звезды m. Оно выражается в сек. дуги в год.

Собственные движения различны у разных звёзд по величине и направлению. Только несколько десятков звёзд имеют собственные движения больше 1” в год. Самое большое известное собственное движение у “летящей” звезды Барнарда m = 10”,27. Основное число звёзд имеет собственное движение равное сотым и тысячным долям секунды дуги в год.

За большие промежутки времени, равные десяткам тысяч лет, рисунки созвездий сильно меняются.

Собственное движение звезды происходит по дуге большого круга с постоянной скоростью. Прямое восхождение изменяется на величину m a , называемую собственным движением по прямому восхождению, а склонение - на величину m d , называемую собственным движением по склонению.

Собственное движение звезды вычислятся по формуле:

m = Ö(m a 2 + m d 2).

Если известно собственное движение звезды за год и расстояние до неё r в парсеках, то нетрудно вычислить проекцию пространственной скорости звезды на картинную плоскость. Эта проекция называется тангенциальной скоростью V t и вычисляется по формуле:

V t = m”r/206265” пс/год = 4,74 m r км/с.

чтобы найти пространственную скорость V звезды, необходимо знать её лучевую скорость V r , которая определяется по допплеровскому смещению линий в спектре звезды. Поскольку V t и V r взаимно перпендикулярны, пространственная скорость звезды равна:

V = Ö(V t 2 + V r 2).

Самыми быстрыми звёздами являются переменные типа RR Лиры. Их средняя скорость относительно Солнца равна 130 км/с. Однако, эти звёзды движутся против вращения Галактики, поэтому их скорость оказывается малой (250 -130 = 120 км/с). Очень быстрые звёзды, со скоростями около 350 км/с относительно центра Галактики не наблюдаются, потому что скорости 320 км/с достаточно, чтобы покинуть поле притяжения Галактики или вращаться по сильно вытянутой орбите.

Знание собственных движений и лучевых скоростей звёзд позволяет судить о движениях звёзд относительно Солнца, которое тоже движется в пространстве. Поэтому наблюдаемые движения звёзд складываются из двух частей, из которых одна является следствием движения Солнца, а другая - индивидуальным движением звезды.

Чтбы судить о движениях звёзд, следует найти скорость движения Солнца и исключить её из наблюдаемых скоростей движения звёзд.

Точка на небесной сфере, к которой направлен вектор скорости Солнца называется солнечным апексом, а противоположная точка - антиапексом.

Апекс Солнечной системы находится в созвезди Геркулеса, имеет координаты: a = 270 0 , d = +30 0 . В этом направлении Солнце движется со скоростью около 20 км/с, относительно звёзд, находящихся от него не далее 100 пс. В течение года Солнце проходит 630 000 000 км, или 4,2 а.е.

Если какая-то группа звёзд движется с одинаковой скоростью, то находясь на одной из этих вёзд, нельзя обнаружить общее движение. Иначе обстоит дело, если скорость меняется так, как будто группа звёзд движется вокруг общего центра. Тогда скорость более близких к центру звёзд будет меньшей, чем удалённых от центра. Наблюдаемые лучевые скорости далёких звёзд демонстрируют такое движение. Все звёзды вместе с Солнцем движутся перпендикулярно к направлению на центр Галактики. Это движение является следствием общего вращения Галактики, скорость которого меняется с расстоянием от её центра (дифференциальное вращение).

Вращение Галактики имеет следующие особенности:

1. Оно происходит по часовой стрелке, если смотреть на Галактику со стороны северного её полюса, находящегося в созвездии Волос Вероники.

2. Угловая скорость вращения убывает по мере удаления от центра.

3. Линейная скорость вращения сначала возрастает по мере удаления от центра. Затем примерно на расстоянии Солнца достигает наибольшего значения около 250 км/с, после чего медленно убывает.

4. Солнце и звёзды в его окрестности совершают полный оборот вокруг центра Галактики примерно за 230 млн. лет. Этот промежуток времени называется галактическим годом.

24.2 Звездные населения и галактические подсистемы .

Звёзды, расположенные вблизи Солнца отличаются большой яркостью и относятся к I типу населения. они обычно находятся во внешних областях Галактики. Звёзды, расположенные далеко от Солнца, находящиеся около центра Галактики и в короне относятся ко II типу населения. Разделение звёзд на населения было проведено Бааде при изучении Туманности Андромеды. Самые яркие звёзды населения I - голубые и имеют абсолютные величины до -9 m , а самые яркие звёзды населения II - красные с абс. величиной -3 m . Кроме того население I характеризуется обилием межзвёздного газа и пыли, которые отсутствуют в населении II.

Детальное разделение звёзд в Галактике на населения включает 6 типов:

1. Крайнее население I - включает объекты, содержащиеся в спиральных ветвях. Сюда относятся межзвёздные газ и пыль, сконцентрированные в спиральных рукавах, из которых образуются звёзды. Звёзды этого населения очень молоды. Их возраст составляет 20 - 50 млн. лет. Область существования этих звёзд ограничена тонким галактическим слоем: кольцом с внутренним радиусом 5000 пс, внешним радиусом 15 000 пс и толщиной около 500 пс.

К этим звёздам относятся звёзды спектральных классов от О до В2, сверхгиганты поздних спектральных классов, звёзды типа Вольфа-Райе, эмиссионные звёзды класса В, звёздные ассоциации, переменные типа Т Тельца.

2. Звёзды обычного населения I немного старше, их возраст 2-3 космических года. Они удалились от спиральных рукавов и часто находятся вблизи центральной плоскости Галактики.

К ним относятся звёзды подклассов от В3 до В8 и нормальные звёзды класса А, расс. скопления со звёздами этих же классов, звёзды классов от А до F с сильными линиями металлов, менее яркие красные сверхгиганты.

3. Звёзды населения диска. Их возраст от 1 до 5 млрд. лет, т.е. 5-25 космических лет. К этим звёздам относится и Солнце. К этому населению относится множетсво малозаметных звёзд, находящихся в пределах 1000 пс от центральной плоскости в галактическом поясе с внутренним радиусом 5000 пс и внешним радиусом 15 000 пс. К этим звёздам относятся обычные гиганты классов от G до К, звёзды главной последовательности классов от G до К, долгопериодические переменные, с периодами более 250 суток, полуправильные переменные звёзды, планетарные туманности, новые звёзды, старые рассеянные скопления.

4. Звёзды промежуточного населения II включают объекты находящиеся на расстояниях свыше 1000 пс по обе стороны от центральной плоскости Галактики. Эти звёзды вращаются по вытянутым орбитам. К ним относится большинство старых звёзд, с возрастом от 50 до 80 космических лет, звёзды с большими скоростями, со слабыми линиями, долгопериодические переменные с периодами от 50 до 250 суток, цефеиды типа W Девы, переменные типа RR Лиры, белые карлики, шаровые скопления.

5. Население галактической короны. относятся объекты, возникшие на ранних стадиях эволюции Галактики, которая была в то время менее плоской чем сейчас. К этим объектам относятся субкарлики, шаровые скопления короны, звёзды типа RR Лиры, звзёзды с крайне слабыми линиями, звёзды с самыми большими скоростями.

6. Звёзды населения ядра включают наименее известные объекты. В спектрах этих звёзд, наблюдаемых в других галактиках, сильны линии натрия, итенсивны полосы циана (CN). Это могут быть карлики класса М. К таким объектам относят звёзды типа RR Лиры, шаровые зв. скопления богатые металлами, планетарные туманности, карлики класса М, ззвёзды-гиганты классов G и М с сильными полосами циана, инфракрасные объекты.

Важнейшие элементы структуры Галактики - центральное сгущение, спиральные рукава, диск. Центральное сгущение Галактики скрыто от нас тёмной непрозрачной материей. Лучше всего видна его южная половина в виде яркого звёздного облака в созвездии Стрельца. В инфракрасных лучах удаётся наблюдать и вторую половину. Эти половины разделяет мощная полоса пылевой материи, которая непрозрачна даже для инфракрасных лучей. Линейные размеры центрального сгущения 3 на 5 килопарсек.

Область Галактики на расстоянии 4-8 кпс от центра выделяется рядом особенностей. В ней сосредоточено наибольшее число пульсаров и газовых остатков от взрывов сверхновых звёзд, интенсивно нетепловое радиоизлучение, чаще встречаются молодые и горячие О и В-звёзды. В этой области существуют водородные молекулярные облака. В диффузной материи этой области увеличена концентрация космических лучей.

На расстоянии 3-4 кпс от центра Галактики методами радиоастрономии обнаружен рукав нейтрального водорода с массой около 100 000 000 солнечной, расширяющийся со скоростью около 50 км/с. по другую сторону от центра, на расстоянии около 2 кпс имеется рукав с массой в 10 раз меньшей, удаляющийся от центра со скоростью 135 км/с.

В области центра имеется несколько газовых облаков с массами 10 000 - 100 000 масс Солнца, удаляющихся со скоростью 100 - 170 км/с.

Центральная область с радиусом меньше 1 кпс занята кольцом из нейтрального газа, которое вращается со скоростью 200 км/с вокруг центра. Внутри него имеется обширная область H II в форме диска с диаметром около 300 пс. В области центра наблюдается нетепловое излучение, что свидетельствует об увеличении концентрации космических лучей и напряжённости магнитных полей.

Совокупность явлений, наблюдаемых в центральных областях Галактики, говорит о возможности того, что свыше 10 000 000 лет назад из центра Галактики произошёл выброс газовых облаков с общей массой порядка 10 000 000 масс Солнца и со скоростью порядка 600 км/с.

В созвездии Стрельца, вблизи центра Галактики имеется несколько мощных источников радио- и инфракрасного излучения. Один из них - Стрелец-А находится в самом центре Галактики. Его окружает кольцеобразное молекулярное облако радиусом в 200 пс, расширяющееся со скоростью 140 км/с. В центральных областях идёт активный процесс звездообразования.

В центре нашей Галактики скорее всего находится ядро, похожее на шаровое звёздное скопление. инфракрасные приёмники обнаружили там эллиптический объект размерами в 10 пс. Внутри него может находиться плотное звёздное скопление диаметром 1 пс. Это может быть и объект неизвестной релятивистской природы.

24.3 Спиральная структура Галактики .

Природу спиральной структуры Галактики связывают со спиральными волнами плотности, распространяющимися в звёздном диске. Эти волны подобны звуковым волнам, но из-за вращения приобретают вид спиралей. Среда, в которой распространяются эти волны состоит не только из газово-пылевой межзвёздной материи, но и из самих звёзд. Звёзды тоже образуют своеобразный газ, отличающийся от обычного тем, что между его частицами не бывает столкновений.

Спиральная волна плотности, как и обычная продольная волна, представляет собой чередование последовательных уплотнений и разрежений Среды. В отличие от газа и звёзд, спиральный узор волн вращается в ту же сторону, что и вся Галактика, но заметно медленнее и с постоянной угловой скоростью, как твёрдое тело.

Поэтому вещество постоянно догоняет спиральные ветви с внутренней стороны и проходит через них. Однако у звёзд и газа это прохождение через спиральные ветви происходит по разному. Звёзды, как и газ, уплотняются в спиральной волне, их концентрация увеличивается на 10 - 20%. Соответственно возрастает и гравитационный потенциал. Но поскольку между звёздами столкновений не происходит, они сохраняют момент, чуть изменяют свой путь в пределах спирального рукава и выходят из него практически в том же направлении, в каком они вошли.

Газ ведёт себя иначе. Из-за столкновений, входя в рукав, он теряет момент количества движения, тормозится и начинает скапливаться у внутренней границы рукава. Набегающие новые порции газа приводят к образованию у этой границы ударной волны с большим перепадом плотности. В результате у спиральных ветвей образуются кромки уплотнения газа и возникает тепловая неустойчивость. Газ быстро становится непрозрачным, остывает и переходит в плотную фазу, образуя газово-пылевые комплексы, благоприятные для звездообразования. Молодые и горячие звёзды возбуждают свечение газа, из-за чего возникают яркие туманности, которые вместе с горячими звёздами очерчивают спиральную структуру, повторяющую спиральную волну плотности в звёздном диске.

Спиральная структура нашей Галактики была изучена при помощи исследования других спиральных галактик. Исследования показали, что спиральные ветви соседних галактик состоят из горячих гигантов, сверхгигантов, пыли и газа. Если убрать эти объекты, то исчезнут спиральные ветви. Красные и жёлтые звёзды заполняют равномерно области в ветвях и между ними.

Чтобы прояснить спиральную структуру нашей Галактики нужно наблюдать горячие гиганты, пыль и газ. Это сделать достаточно сложно, потому-что Солнце находится в плоскости Галактики и различные спиральные ветви проектируются друг на друга. Современные методы не позволяют точно определять расстояния до далёких гигантов, что затрудняет создание пространственной картины. К тому же в плоскости Галактики лежат большие массы пыли неоднородной структуры и различной плотности, что ещё более затрудняет исследование далёких объектов.

Большие надежды подаёт исследование водорода на длине волны 21 см. С их помощью можно измерить плотность нейтрального водорода в различных местах Галактики. Эта работа была проделана голландскими астрономами Холстом, Мюллером, Оортом и др. В результате получилась картина распределения водорода, обозначившая контуры спиральной структуры Галактики. Водород находится в больших количествах рядом с молодыми горячими звёздами, определяющими структуру спиральных ветвей. Излучение нейтрального водорода длинноволновое, находится в радиодиапазоне и для него межзвёздная пылевая материя прозрачна. 21-сантиметровое излучение доходит из самых далёких областей Галактики без искажений.

Галактика непрерывно изменяется. Эти изменения протекают медленно и постепенно. Исследователям их трудно обнаружить, потому-что человеческая жизнь очень коротка по сравнению с жизнью звёзд и галактик. Обращаясь к космической эволюции нужно выбирать очень длинную единицу времени. Такой единицей является космический год, т.е. время полного оборота Солнца вокруг центра Галактики. Он равен 250 млн. земных лет. Звёзды Галактики постоянно перемешиваются и за один космический год, двигаясь даже с небольшой скоростью 1 км/с друг относительно друга, две звезды удалятся на 250 пс. В течение этого времени одни звёздные группы могут распасться, другие образоваться вновь. Внешний вид Галактики сильно изменится. Кроме механических изменений, за космический год изменяется физическое состояние Галактики. Звёзды классов О и В могут ярко сиять лишь за время, равное какой-то части космического года. Возраст самых ярких наблюдаемых гигантов около 10 млн. лет. Однако, несмотря на это, конфигурация спиральных ветвей может оставаться достаточно стабильной. Одни звёзды будут покидать эти области, другие прилетать на их место, одни звёзды будут умирать, другие рождаться из огромной массы газово-пылевых комплексов спиральных ветвей. Если распределение положений и движений объектов в какой-нибудь галактике не подвергается большим изменениям, то эта звёздная система находится в состоянии динамического равновесия. Для определённой группы звёзд состояние динамического равновесия может сохраняться в течение 100 космических лет. Однако за более длительный период равный тысячам косм. лет состояние динамического равновесия будет нарушено из-за случайных близких прохождений звёзд. Ему на смену придёт динамически квазипостоянное состояние статистического равновесия, более устойчивое, при котором звёзды тщательнее перемешаны.

25. Внегалактическая астрономия.

25.1 Классификация галактик и их пространственное распределение .

Французские искатели комет Мессье и Мэшем составили в 1784 году каталог туманных объектов, наблюдаемых на небе невооружённым глазом или в телескоп для того, чтобы в дальнейшей работе не путать их с прилетающими кометами. Объекты каталога Мессье оказались самой разннобразной природы. Часть из них - звёздные скопления и туманности принадлежит нашей Галактике, другая часть - объекты более далёкие и являются такими же звёздными системами, как и наша Галактика. Понимание истинной природы галактик пришло не сразу. Только в 1917 году Ричи и Кертис, наблюдая сверхновую звезду в галактике NGC 224 вычислили, что она находится на расстоянии 460 000 пс, т.е. в 15 раз больше диаметра нашей Галактики, а значит далеко за её пределами. Окончательно вопрос прояснился в 1924-1926 гг., когда Э. Хаббл при помощи 2,5-метрового телескопа получил фотографии Туманности Андромеды, где спиральные ветви разложились на отдельные звёзды.

Сегодня известно очень много галактик, находящихся от нас на расстоянии от сотен тысяч до миллиардов св. лет.

Многие галактики описаны и сведены в каталоги. Наиболее употребительный - “Новый общий каталог Дрейера” (NGC). Каждая галактика имеет свой номер. Например, Туманность Андромеды обозначается NGC 224.

Наблюдение галактик показало, что они очень разнообразны по форме и структуре. По внешнему виду разделяют галактики эллиптические, спиральные, линзовидные и неправильные.

Эллиптические галактики (Е) имеют на фотографиях форму эллипсов без резких границ. Яркость плавно увеличивается от периферии к центру. Внутренняя структура обычно отсутствует. Эти галактики построены из красных, жёлтых гигантов, красных и жёлтых карликов, некоторого количества белых звёзд невысокой светимости, т.е. в основном из звёзд II типа населения. Нет бело-голубых сверхгигантов, которые обычно создают структуру спиральных рукавов. Внешне эллиптические галактики различаются большим или меньшим сжатием.

Показателем сжатия является величина

легко отыскиваемая, если на фотографии измерены большая a и малая b полуоси. Показатель сжатия дописывается за буквой, обозначающей форму галактики, например, Е3. Выяснилось, что сильно сжатых галактик нет, поэтому самый большой показатель - 7. Сферическая галактика имеет показатель 0.

Очевидно, что эллиптические галактики имеют геометрическую форму эллипсоида вращения. Э.Хаббл поставил задачу, не является ли разнообразие наблюдаемых форм следствием различной ориентации одинаково сплюснутых галактик в пространстве. Эта задача была решена математически и получен ответ, что в составе скоплений галактик наиболее часто встречаются галактики с показателем сжатия 4, 5, 6, 7 и почти нет сферических галактик. А вне скоплений встречаются почти только галактики с показателями 1 и 0. Эллиптические галактики в скоплениях - это гигантские галактики, а вне скоплений - карликовые.

Спиральные галактики (S). В них наблюдается структура в виде спиральных ветвей, которые выходят из центрального ядра. Ветви выделяются на менее ярком фоне из-за того, что содержат наиболее горячие звёзды, молодые скопления, светящиеся газовые туманности.

Эдвин Хаббл разбил спиральные галактики на подклассы. Мерой служит степень развития ветвей и размер ядра галактики.

В галактиках Sa ветви туго закрученные и сравнительно гладкие, слабо развитые. Ядра всегда большие, обычно составляют около половины наблюдаемого размера всей галактики. Галактики этого подкласса наиболее похожи на эллиптические. Обычно наблюдаются две ветви, выходящие из противоположных частей ядра, но редко бывает и больше.

У галактик Sb спиральные ветви заметно развиты, но не имеют разветвлений. Ядра меньше чем у предыдущего класса. У галактик такого типа часто наблюдается много спиральных ветвей.

Галактики с сильно развитыми, разделяющимися на несколько рукавов ветвями и малым по сравнению с ними ядром относятся к типу Sc.

Несмотря на многообразие внешнего вида, спиральные галактики имеют сходное строение. В них можно выделить три составляющие: звёздный диск, толщина которого в 5-10 раз меньше диаметра галактики, сфероидальную составляющую, плоскую составляющую, которая меньше в несколько раз по толщине чем диск. К плоской составляющей относятся межзвёздный газ, пыль, молодые звёзды, спиральные ветви.

Коэффициент сжатия спиральных галактик всегда больше 7. В то же время у эллиптических всегда меньше 7. Это говорит о том, что в слабо сжатых галактиках спиральная структура не может развиться. Для её появления нужно, чтобы система было сильна сжата.

Доказано, что сильно сжатая галактика в ходе эволюции не может стать слабо сжатой, также как и наоборот. Значит эллиптические галактики не могут превращаться в спиральные, а спиральные в эллиптические. Различное сжатие обусловлено различным количеством вращения систем. Те галактики, которые при формировании получили достаточное количество вращения, приняли сильно сжатую форму, в них развились спиральные ветви.

Встречаются спиральные галактики у которых ядро находится в середине прямой перемычки и спиральные ветви начинаются лишь у концов этой перемычки. Такие галактики обозначаются SBa, SBb, SBc. Добавление буквы В указывает на присутствие перемычки.

Линзовидные галактики (S0). Внешне похожи на эллиптические, но имеют звёздный диск. По структуре похожи на спиральные галактики, но отличаются от них отсутствием плоской составляющей и спиральных ветвей. От спиральных галактик, наблюдаемых с ребра линзовидные галактики отличаются отсутствием полосы тёмной материи. Шварцшильд предложил теорию, по которой линзовидные галактики могут образовываться из спиральных в процессе выметания газо-пылевой материи.

Неправильные галактики (Ir). Имеют нессиметричный вид. В них нет спиральных ветвей, а горячие звёзды и газо-пылевая материя концентрируется в отдельные группы или разбросаны по всему диску. Имеется сфероидальная составляющая с малой яркостью. Эти галактики отличаются высоким содержанием межзвёздного газа и молодых звёзд.

Неправильная форма у галактики может быть вследствие того, что она не успела принять правильной формы из-за малой плотности в ней материи или из-за молодого возраста. Может стать неправильной галактика и из-за искажения формы в результате взаимодействия с другой галактикой.

Неправильные галактики разделяются на два подтипа.

Подтип Ir I характеризуется высокой поверхностной яркостью и сложностью неправильной структуры. В некоторых галактиках этого подтипа обнаруживается разрушенная спиральная структура. Такие галактики часто встречаются парами.

Подтип Ir II характеризуется низкой поверхностной яркостью. Это свойство мешает обнаружению таких галактик и их известно всего несколько. Малая поверхностная яркость свидетельствует о невысокой звёздной плотности. Значит эти галактики должны очень медленно переходить от неправильной формы к правильной.

В июле 1995 года было проведено исследование на космическом телескопе им. Хаббла по поиску неправильных слабых голубых галактик. Оказалось, что эти объекты, расположенные от нас на расстояниях от 3 до 8 млрд световых лет, самые распространённые. Большинство из них имеет чрезвычайно насыщенный голубой цвет, что говорит о том, что в них интенсивно идёт процесс звездообразования. На близких расстояниях, соответствующих современной Вселенной, эти галактики не встречаются.

Галактики гораздо многообразнее, чем рассмотренные виды, и это многообразие касается форм, структур, светимости, состава, плотности, массы, спектра, особенностей излучения.

Можно выделить следующие морфологические типы галактик, подходя к ним с разной точки зрения.

Аморфные, бесструктурные системы - включающие галактики E и большинство S0. В них нет или почти нет диффузной материи и горячих гигантов.

Галактики Аро - голубее остальных. Многие из них имеют узкие, но яркие линии в спектре. Может быть они очень богаты газом.

Галактики Сейферта - различного вида, но характерные очень большой шириной сильных эмиссионных линий в их спектрах.

Квазары - квазизвёздные радиоисточники, QSS, не отличимые по виду от звёзд, но излучающие радиоволны, как наиболее мощные радиогалактики. Они характерны голубоватым цветом и яркими линиями в спектре, имеющими огромное красное смещение. По светимости превосходят галактики - сверхгиганты.

Квазаги - квазизвёздные галактики QSG - отличаются от квазаров отсутствием сильного радиоизлучения.