Название: Будова та еволюція Всесвіту Наша Галактика

Вид работы: реферат

Рубрика: Астрономия

Размер файла: 136.88 Kb

Скачать файл: referat.me-1506.docx

Краткое описание работы: Реферат на тему: БУДОВА ТА ЕВОЛЮЦІЯ ВСЕСВІТУ. НАША ГАЛАКТИКА 1. Молочний Шлях і Галактика. Довгий шлях пройшла наука, перш ніж було встановлено структуру навколишнього Всесвіту. Тільки на початку XX ст. остаточно доведено, що всі видимі на небі зорі утворюють відокремлену зоряну систему — Галактику, хоч задовго до цього висловлювалось немало правильних ідей.

Будова та еволюція Всесвіту Наша Галактика

Реферат на тему:

БУДОВА ТА ЕВОЛЮЦІЯ ВСЕСВІТУ.

НАША ГАЛАКТИКА

1. Молочний Шлях і Галактика. Довгий шлях пройшла наука, перш ніж було встановлено структуру навколишнього Всесвіту. Тільки на початку XX ст. остаточно доведено, що всі видимі на небі зорі утворюють відокремлену зоряну систему — Галактику, хоч задовго до цього висловлювалось немало правильних ідей. Так, англійський учений Вільям Гершель (1738—1822) перший указав шлях до розв'язання задачі про будову світу зір, що полягає в підрахунку зір на однаково малих ділянках, вибраних у різних місцях неба.

Поступово з'ясувалось, що зорі Молочного Шляху — світлої сріблястої смуги, що оперізує все небо1,— це основна частина нашої дуже сплющеної зоряної системи — Галактики. Оскільки смуга Молочного Шляху оперізує небо по великому кругу, то ми знаходимося поблизу його площини, яку називають галактич­ною. Найдалі Галактика простягається вздовж цієї площини. У перпендикулярному до неї напрямі густота зір швидко зменшу­ється, отже, Галактика в цьому напрямі простягається не так далеко.

Спостережувана структура Молочного Шляху (мал. 81) почасти зумовлена реальним розміщеням слабких (тобто далеких) зір, з яких він складається, почасти тим, що місцями їх заступа­ють хмари космічного пилу. Таку темну хмару можна помітити біля зорі Денеб у сузір'ї Лебедя, де починається розділення Мо­лочного Шляху на дві вітки, що з'єднуються в південній півкулі неба. Це позірне роздвоєння спричинене нагромадженням косміч­ного пилу, що заступає частину найяскравіших місць Молочного Шляху, у тому числі й ті, які знаходяться в сузір'ях Скорпіона і Стрільця (мал. 82).

Іноді помилково говорять, що Молочний Шлях — це і є наша Галактика. Молочний Шлях — видиме на небі світле кільце, а наша Галактика — це велетенський зоряний острів (мал. 83). Більшість її зір знаходиться в смузі Молочного Шляху, проте ними вона не вичерпується. До Галактики входять зорі всіх сузір'­їв.

Стародавні греки назвали її «галаксіао, тобто молочне коло (від слова гал а — молоко).

Підраховано, що на всьому небі кількість зір 21-ї величини і яскравіших становить близько 2-Ю9, але це лише невелика частина зоряного «населення» нашої зоряної системи — Галакти­ки.

Розміри Галактики визначили за розміщенням зір, які видно на великих відстанях. Це цефеїди й гарячі надгіганти. Діаметр Галактики можна взяти приблизно на 30 000 пк, або 100 000 світло­вих років, проте чіткої межі в неї немає, оскільки зоряна густина в Галактиці поступово зводиться нанівець.

У центрі Галактики знаходиться ядро діаметром 1000— 2000 пк— величезне ущільнене скупчення зір. Воно розміщене від нас на відстані майже 10 000 пк (30 000 світлових років)чу напрямі сузір'я Стрільця, але майже повністю сховане від нас завісою хмар космічного пилу.

До складу ядра Галактики входить багато червоних гігантів і короткоперіодичних цефеїд. Зорі верхньої частини головної послідовності, особливо надгіганти і класичні цефеїди, становлять молодше населення. Воно розміщується далі від центра й утворює порівняно тонкий шар, або диск. Серед зір цього диска містяться пилова матерія і хмари газу. Субкарлики й гіганти утворюють навколо ядра й диска Галактики сферичну систему.

За аналогією до інших зоря­них систем, про які йтиметься в § 29, можна вважати, що в диску нашої Галактики мають існу­вати спіральні вітки, які виходять з ядра й на кінцях сходять на­нівець (мал. 84). Для таких віток характерні гарячі надгіганти і класичні цефеїди. Однак точне по­ложення й форму спіральних віток у нашій Галактиці ще не з'ясовано.

Зв'язок між належністю зір до тієї чи іншої послідовності і розміщенням їх у просторі відо­бражає відмінності умов і часу утворення зір.

2. Зоряні скупчення й асоціа­ції . У деяких місцях на небі в телескоп, а подекуди навіть не­озброєним оком можна розрізнити тісні групи зір, пов'язаних взаєм­ним тяжінням,- або зоряні скуп­чення. Розрізняють два види зоряних скупчень: розсіяні й кульо­ві. Порівняємо їхні властивості. Розсіяні скупчення (мал. 85) складаються звичайно з десятків або сотень зір головної послі­довності й надгігантів із слабкою концентрацією до центра.

Кульові скупчення (мал. 86) складаються з десятків або сотень ти­сяч зір головної послідовності й червоних гігантів. Іноді до них входять короткоперіодичні цефеїди.

Розмір розсіяних скупчень — кілька парсеків. Це, наприклад, скупчення Гіади і Плеяди із сузір'я Тельця. Якщо на скупчення Плеяди навести телескоп, то замість групи з 6 зір, видимих не­озброєним оком, у полі зору телескопа побачимо брильянтовий розсип зір. Розмір кульових скупчень із сильною концентрацією зір до центра — десятки парсеків. Усі вони далекі від нас і в слабкий телескоп їх видно як туманні плями.

Діаграми «колір — світність» для зір кульових і розсіяних скупчень різні. Це й допомагає розрізняти тип зоряного скуп­чення. До складу розсіяних скупчень входять також газ і пил (див. мал. 85), які не спостерігаються в кульових зоряних скуп­ченнях.

Відстані до найближчих кульових скупчень визначають за короткоперіодичними цефеїдами, що входять до їх складу, порівню­ючи їх видиму зоряну величину з відомою для них абсолютною зоряною величиною.

Щоб визначити відстані до розсіяних скупчень, складають для їх зір діаграму «колір — видима зоряна величина» і порівнюють її з діаграмою «колір — абсолютна зоряна величина». Це дає змогу знайти різницю між видимою та абсолютною величинами для зір одного й того самого кольору, а звідси — відстань до зір скупчення (див. формулу (4)).

Відомо понад 100 кульових і сотні розсіяних скупчень, але в Галактиці розсіяних скупчень має бути десятки тисяч. Ми бачимо тільки найближчі з них.

На небі спостерігаються розсіяні групи гарячих надгігантів, які радянський учений, академік В. А. Амбарцумян назвав 0-асоціаціями. їхні зорі далекі одна від одної і не завжди утриму­ються взаємним тяжінням, як у зоряних скупченнях. 0-асоціації також характерні для населення спіральних віток.

3. Рухи зір у Галактиці . В давнину зорі не випадково нази­вали «нерухомими». Лише у XVIII ст. було виявлено дуже повіль­не переміщення Сіріуса серед зір, помітне при порівнянні Точних вимірів його положення, зроблених з проміжком часу кілька деся­тиліть. Власним рухом зорі називається її видиме кутове зміщення по небу за один рік на фоні слабких далеких зір. Воно виражаєть­ся частками секунди дуги за рік.

Лише зоря Барнарда проходить за рік дугу 10", що за 200 років становитиме 0,5°, або видимий поперечник Місяця. За це зорю Барнарда назвали «летючою».

Власні рухи зір у наш час визначають, порівнюючи фотографії вибраної ділянки неба, зроблені на одному й тому самому теле­скопі через роки і навіть десятиріччя. Внаслідок того, що зоря рухається, її положення на фоні більш віддалених зір за цей час дещо змінюється. Зміщення зорі на фотографіях вимірюють за допомогою спеціальних мікроскопів. Його вдається оцінити лише для порівняно близьких зір.

Та якщо відстань до зорі невідома, то її власний рух мало що говорить про справжню швидкість зорі. Наприклад, шляхи, пройдені зорями за рік (мал. 87), можуть бути різними: S₁ A, S₂ С, а відповідні їм власні рухи (m) — однаковими. Швидкість зорі у просторі можна розглядати як векторну суму двох компо­нентів, один з яких спрямований уздовж променя зору, другий — -перпендикулярний до нього. Перший компонент — це променева, Другий — тангенціальна швидкість. Власний рух зорі визначаєть­ся лише тангенціальною швидкістю і не залежить від промене­вої.

Щоб обчислити тангенціальну швидкість ут у кілометрах за се­кунду, треба u_t в радіанах за рік помножити на відстань до зорі D в кілометрах і поділити на число секунд у році. Та

оскільки на практиці ц завжди визначають у секундах дуги, а О — в парсеках, то для обчи­слення ут в кілометрах маємо формулу

u_t = 4,74 m D

Якщо визначено за спектром і променеву швидкість зорі u_r , то просторова швидкість її u до­рівнюватиме:

.

Швидкості зір відносно Сон­ця (або Землі) звичайно ста­новлять десятки кілометрів за секунду.

4. Рух Сонячної системи . На початку XIX ст. В. Гершель за власними рухами небагатьох близьких зір установив, що від­носно них Сонячна система ру­хається в напрямі сузір'я Ліри і Геркулеса. Напрям, у якому рухається Сонячна система, на­зивається апексом руху. Згодом, коли за спектрами почали визначати променеві швидкості зір, висновок Гершеля підтвердився. У напрямі

апекса зорі наближаються до нас у середньому із швидкістю 20 км/с, а в протилежному напрямі з такою самою швидкістю віддаляються від нас.

Отже, Сонячна система рухається в напрямі сузір'їв Ліри і Геркулеса зі швидкістю 20 км/с відносно сусідніх зір.

Зорі, близькі одна до одної на небі, у просторі можуть розміщуватися далеко одна від одної і рухатися з різними швид­костями. Тому через тисячоліття вигляд сузір'їв має дуже змінити­ся внаслідок власних рухів зір (мал. 88).

5. Обертання Галактики. Усі зорі Галактики обертаються нав­коло її центра. Кутова швидкість обертання зір у внутрішній області Галактики приблизно однакова, а зовнішні її частини обертаються повільніше. Цим обертання зір у Галактиці відріз­няється від обертання планет у Сонячній системі, де й кутова, і лінійна швидкості із збільшенням радіуса орбіти швидко змен­шуються. Ця відмінність пов'язана з тим, що ядро Галактики не перевищує її маси так, як Сонце в Сонячній системі.

Сонячна система робить повний оберт навколо цент­ра Галактики приблизно за 200 млн. років із швидкістю 250 км/с.