Содержание
Наука: Наука и техника: Lenta.ru
Изображение: ESO / M.Kornmesser
Итальянские ученые предположили, что в центре Млечного Пути находится не сверхмассивная черная дыра Sgr A*, а гигантский объект, состоящий из самогравитирующей темной материи. Как описывается в принятой к публикации в MNRAS Letters статье, препринт которой доступен на сайте arXiv, в ядре галактики располагается гало, образованное еще не открытыми частицами «даркино». В пользу этого предположения исследователи приводят данные об орбитах близких к Sgr A* звезд, чье движение не соответствует геодезическим кривым вблизи черной дыры.
Известно, что в центре Млечного Пути находится массивный компактный объект Стрелец А* (Sgr A*), который, как считается, является черной дырой с массой четырех миллионов Солнц. В пользу этого говорит то, что конфигурация орбит ближайших к Sgr A* звезд (S-звезд) согласуется с метрикой Шварцшильда, описывающей гравитационное поле черной дыры. Так, наблюдения за движением звезды S2, которая вращается по длинной эллиптической орбите вокруг галактического центра с периодом 16 лет, подтвердили такие предсказания общей теории относительности, как релятивистское красное смещение и прецессия.
Оба феномена происходят в пространстве-времени, искривленном массивной черной дырой.
Материалы по теме:
Однако вблизи Sgr A* был найден объект G2, который одновременно имеет свойства газового облака и звезды. G2 при приближении к черной дыре вытянулся, однако после прохождения мимо Стрельца А* объект вновь стал компактным. Феномен получил прозвище «космическое фиаско» (англ. cosmic fizzle), поскольку ожидалось, что G2 будет разорван приливными силами и превратится в аккреционный диск. Природа этого объекта пока неизвестна, однако ученые полагают, что он может представлять собой звезду, окруженную облаком пыли и газа. Рядом с Sgr A* существуют и другие G-объекты.
По мнению авторов статьи, поведение G2 вблизи перицентра не соответствует метрике Шварцшильда, но именно это следует ожидать в случае так называемой RAR-модели (модель Руффини-Аргуэльеса-Руеды), согласно которой в центре Млечного Пути находится скопление фермионов темной материи — нейтрально заряженных массивных частиц, называемых даркино, которые образуют плотное ядро и рассеянное гало.
Даркино способны взаимодействовать друг с другом, а также с нейтрино. RAR-модель объясняет не только движение G2, но также и кривую вращения звезд во внешнем гало Млечного Пути.
В новой работе авторы продолжили искать признаки, свидетельствующие в пользу RAR-модели. Они изучили орбитальное движение 17 наиболее хорошо охарактеризованных S-звезд , которое оказалось совместимым как с моделью черной дыры, так и с моделью ядро-гало из даркино с массой 56 килоэлектронвольт. Такая структура, состоящая из темной материи, согласуется с космологической моделью с теплой темной материей, если частицы темной материи являются фермионами.
При превышении критической массы ядра сгусток темной материи коллапсирует в сверхмассивную черную дыру, которая неотличима от черной дыры из обычной, барионной материи. Таким образом, RAR-модель может объяснить, откуда взялись сверхмассивные черные дыры, чье происхождение до сих пор остается загадкой.
Наличие черной дыры в центре Млечного Пути все еще не доказано
Изображение тени сверхмассивной черной дыры в ядре галактики M 87, полученное в радиодиапазоне с помощью Event Horizon Telescope (2019)
Нобелевскую премию по физике на этот раз присудили исследователям самых загадочных космических объектов.
Нобелевский комитет условно разделил награду на теоретическую и практическую части: за теорию наградили математика Роджера Пенроуза, который обосновал наличие горизонтов событий, а за практические достижения – Райнхарда Генцеля и Андреа Гез, описавших сверхмассивный объект в центре Млечного Пути. Ученые допускают, что в скором времени за исследования черных дыр будет вручена еще одна Нобелевская премия, и ее наиболее вероятным лауреатом называют руководителей консорциума Event Horizon Telescope, которые в прошлом году представили первое в истории изображение черной дыры.
О том, что в центре нашей галактики находится черная дыра массой в 4 млн Солнц, написано в школьных учебниках, об этом рассказывают ученые в научно-популярных программах по ТВ. Словом, это общеизвестный факт. Но формулировка Нобелевского комитета данный факт обошла стороной, присудив премию Генцелю и Гез с формулировкой «за открытие сверхмассивного компактного объекта в центре галактики». Почему?
Академик РАН Анатолий Черепащук, возглавляющий кафедру астрофизики и звездной астрономии астрономического отделения физического факультета МГУ, объясняет, что формально Генцель и Гез не доказали, что объект, обозначаемый как Sagittarius A* (Sgr A*), является черной дырой.
Чтобы полностью доказать, что в центре нашей галактики находится именно черная дыра, необходимо показать, что у объекта нет наблюдаемой поверхности, а есть только горизонт событий, объяснил Черепащук. «Генцель и Гез сделали следующее, – рассказывает он. – Они изучали движение звезд в объекте Sgr A*. Благодаря этому они первыми представили наиболее надежную оценку объекта в центре галактики. После них уже пошли другие работы, но эти ученые первыми сказали «мяу». И что важно: они применили очень интересную и нетривиальную технологию наблюдений, чтобы увидеть отдельные звездочки. Это очень красивый сам по себе эксперимент. Очевидно, премия присуждена не только за результат, но и за технологию наблюдения».
Измерять скорость движения звезд вблизи центра галактики – сложнейшая задача. Потому что видеть их напрямую не позволяют пылевые облака – нужно использовать инфракрасный диапазон. Генцель и Гез задействовали крупнейший на тот момент телескоп Кека, расположенный на Гавайских островах, и применили адаптивную оптику, поскольку расстояние этих звезд от описанного ими компактного объекта, если мы смотрим с Земли, измеряется десятыми и сотыми долями угловых секунд.
Нестационарность земной атмосферы размывает изображение, и поэтому объекты, расположенные так близко, сливаются.
Ученые применили хитрую технику, которая позволяет достичь высокого углового разрешения телескопа – метод спекл-интерферометрии, рассказывает Черепащук: «Благодаря этому они смогли проследить за каждой звездой вблизи объекта, а там их несколько десятков. И смогли определить не только скорость, но и направления движения. А у двух звезд они даже померили орбиты. Получив эти параметры, вы можете определить массу центрального притягивающего объекта. Вот они это и сделали. Но в то же время они не доказали наличие горизонта событий у этого объекта. Поэтому Нобелевский комитет и сформулировал так осторожно: «определение массы компактного объекта». Потому что формально наличие черной дыры в центре Млечного Пути не доказано».
Над окончательным решением вопроса о черной дыре в центре галактики сейчас и трудится команда Event Horizon Telescope (EHT), это глобальная сеть радиотелескопов, разбросанных по всей Земле.
Задача EHT – наблюдение за объектом Sagittarius A* и за черной дырой в сверхгигантской эллиптической галактике М 87. В апреле 2019 г. EHT опубликовала первое в истории изображение черной дыры в центре М 87. Ее тень окружала фотонная сфера.
Команда EHT сейчас работает над получением изображения Sagittarius A*. «Когда это случится, тогда будет окончательно доказано, что это не просто массивный и компактный объект, но объект, у которого нет наблюдаемой поверхности, а есть горизонт событий, – говорит Черепащук. – И тогда, я думаю, будет присуждена вторая Нобелевская премия за изучение черных дыр. Уже за получение их изображений».
Что же до теории, то природу черных дыр обосновал своими работами именно математик Роджер Пенроуз. «Он показал, что если в гравитационном поле сжимаются объекты, то обязательно должны присутствовать сингулярности, – объясняет Черепащук. – Никакими вращениями, асимметриями не избежать сингулярности, т. е. формально бесконечно большой плотности. И он показал, что эти сингулярности должны быть покрыты горизонтами событий.
Пенроуз таким образом сформулировал принцип «космической цензуры»: если у вас образуется сингулярность, то вокруг нее образуется и некоторая поверхность, которая не позволяет вам заглянуть за нее и увидеть саму эту сингулярность. Сингулярность всегда скрыта от наблюдателя горизонтом событий». Новаторская статья Пенроуза о природе черных дыр, опубликованная в 1965 г., до сих пор считается важнейшим вкладом в общую теорию относительности со времен Эйнштейна, говорится в релизе Нобелевского комитета.
Новости СМИ2
Отвлекает реклама? С подпиской
вы не увидите её на сайте
Галактика Млечный Путь | Размер, определение и факты
Наиболее часто задаваемые вопросы
Почему ее называют галактикой Млечный Путь?
Галактика Млечный Путь получила свое название от Млечного Пути, неправильной светящейся полосы звезд и газовых облаков, которая простирается по небу, если смотреть с Земли.
Насколько велика Галактика Млечный Путь?
Первое достоверное измерение размеров Галактики Млечный Путь было сделано в 1917 году американским астрономом Харлоу Шепли.
Предполагая, что шаровые скопления очерчивают Галактику, он определил, что ее диаметр составляет около 100 000 световых лет. Его ценности удивительно хорошо сохранились на протяжении многих лет.
Земля находится в центре галактики Млечный Путь?
Солнечная система находится примерно в 30 000 световых лет от центра Галактики Млечный Путь. Считается, что сама Галактика имеет диаметр около 100 000 световых лет.
Сводка
Прочтите краткий обзор этой темы
Млечный Путь Галактика , крупная спиральная система, состоящая из нескольких сотен миллиардов звезд, одна из которых — Солнце. Он получил свое название от Млечного Пути, неправильной светящейся полосы звезд и газовых облаков, которая простирается по небу, если смотреть с Земли. Хотя Земля находится внутри Галактики Млечный Путь (иногда называемой просто Галактикой), у астрономов нет такого полного понимания ее природы, как у некоторых внешних звездных систем.
Толстый слой межзвездной пыли закрывает большую часть Галактики от наблюдения оптическими телескопами, и астрономы могут определить ее крупномасштабную структуру только с помощью радио- и инфракрасных телескопов, которые могут обнаруживать формы излучения, проникающие сквозь заслоняющее вещество.
В этой статье обсуждаются структура, свойства и составные части Галактики Млечный Путь. Для подробного обсуждения космической вселенной, лишь небольшой частью которой является Галактика, см. космология. Для звездной системы в Галактике, которая является домом Земли, см. Солнечную систему .
Основные компоненты Галактики
Хотя большинство звезд в Галактике существуют либо в виде одиночных звезд, таких как Солнце, либо в виде двойных звезд, существует много заметных групп и скоплений звезд, которые содержат от десятков до тысяч членов. Эти объекты можно разделить на три типа: шаровые скопления, рассеянные скопления и звездные ассоциации. Отличаются они, прежде всего, возрастом и количеством звезд-членов.
Самыми большими и массивными звездными скоплениями являются шаровые скопления, названные так из-за их почти сферической формы. Галактика содержит более 150 шаровых скоплений (точное число неизвестно из-за затемнения пылью в полосе Млечного Пути, что, вероятно, мешает увидеть некоторые шаровые скопления). Они образуют почти сферический ореол вокруг Млечного Пути, с относительно небольшим числом в галактической плоскости, но высокой концентрацией в центре. Радиальное распределение, построенное как функция расстояния от центра галактики, соответствует математическому выражению, форма которого идентична той, что описывает распределение звезд в эллиптических галактиках.
Шаровые скопления — очень яркие объекты. Их средняя светимость эквивалентна примерно 25 000 солнц. Самые светящиеся в 50 раз ярче. Массы шаровых скоплений, измеренные путем определения дисперсии скоростей отдельных звезд, колеблются от нескольких тысяч до более чем 1 000 000 солнечных масс. Скопления очень большие, диаметром от 10 до 300 световых лет.
Большинство шаровых скоплений сильно сконцентрированы в своих центрах, имея звездное распределение, напоминающее изотермические газовые сферы с отсечкой, соответствующей приливным эффектам Галактики. Точная модель распределения звезд внутри скопления может быть получена из звездной динамики, которая учитывает типы орбит, которые звезды имеют в скоплении, встречи между этими звездами-членами и эффекты внешних воздействий. Американский астроном Иван Р. Кинг, например, вывел динамические модели, которые очень точно соответствуют наблюдаемому звездному распределению. Он обнаружил, что структуру скопления можно описать двумя числами: (1) радиусом ядра, который измеряет степень концентрации в центре, и (2) приливным радиусом, который измеряет предел плотности звезд на краю. кластера.
Ключевой отличительной чертой шаровых скоплений в Галактике является их равномерно стареющий возраст. Определенный путем сравнения звездного населения шаровых скоплений с моделями звездной эволюции, возраст всех измеренных до сих пор колеблется от 11 миллиардов до 13 миллиардов лет.
Это самые старые объекты в Галактике, а значит, они должны были сформироваться одними из первых. На то, что это имело место, указывает также тот факт, что шаровые скопления, как правило, имеют гораздо меньшее количество тяжелых элементов, чем звезды в плоскости Галактики, например Солнце. Состоит из звезд, принадлежащих к экстремальному населению II ( см. ниже Звезды и звездное население), а также звезды высокоширотного гало, эти почти сферические скопления, по-видимому, образовались до того, как вещество Галактики сплющилось в нынешний тонкий диск. По мере эволюции составляющих их звезд они отдавали часть своего газа в межзвездное пространство. Этот газ был обогащен тяжелыми элементами (т. е. элементами тяжелее гелия), образующимися в звездах на более поздних стадиях их эволюции, так что межзвездный газ в Галактике постоянно изменяется. Водород и гелий всегда были основными составляющими, но значение тяжелых элементов постепенно возрастало. Нынешний межзвездный газ содержит элементы тяжелее гелия на уровне около 2 процентов по массе, в то время как шаровые скопления содержат всего 0,02 процента тех же элементов.
Оформите подписку Britannica Premium и получите доступ к эксклюзивному контенту.
Подпишитесь сейчас
Скопления меньшего размера и менее массивные, чем шаровые скопления, находятся в плоскости Галактики вперемешку с большинством звезд системы, включая Солнце. Эти объекты называются рассеянными скоплениями, названными так потому, что они обычно имеют более открытый, рыхлый вид, чем типичные шаровые скопления.
Рассеянные скопления распределены в Галактике очень похоже на молодые звезды. Они сильно сконцентрированы вдоль плоскости Галактики и медленно уменьшаются в числе по мере удаления от ее центра. Крупномасштабное распределение этих скоплений невозможно узнать напрямую, потому что их существование в плоскости Млечного Пути означает, что пыль закрывает те, которые находятся на расстоянии более нескольких тысяч световых лет от Солнца. По аналогии с рассеянными скоплениями во внешних галактиках, подобных Галактике, предполагается, что они следуют общему распределению интегрального света в Галактике, за исключением того, что в центральных областях их, вероятно, меньше.
Есть некоторые свидетельства того, что более молодые рассеянные скопления более плотно сконцентрированы в спиральных рукавах Галактики, по крайней мере, в окрестностях Солнца, где эти рукава можно различить.
Самые яркие рассеянные скопления значительно слабее самых ярких шаровых скоплений. Пиковая абсолютная светимость, по-видимому, примерно в 50 000 раз превышает светимость Солнца, но самый большой процент известных рассеянных скоплений имеет яркость, эквивалентную 500 солнечным светимостям. Массы можно определить по дисперсии измеренных скоростей отдельных звездных членов скоплений. Большинство рассеянных скоплений имеют небольшие массы порядка 50 масс Солнца. Их общая популяция звезд невелика, от десятков до нескольких тысяч.
Рассеянные скопления имеют диаметр всего от 2 или 3 до примерно 20 световых лет, при этом размер большинства из них составляет менее 5 световых лет. По структуре они сильно отличаются от шаровых скоплений, хотя их можно понять с точки зрения схожих динамических моделей.
Важнейшим структурным отличием является их небольшая общая масса и относительная рыхлость, обусловленные сравнительно большими радиусами ядра. Эти две особенности имеют катастрофические последствия в том, что касается их конечной судьбы, потому что рассеянные скопления недостаточно гравитационно связаны, чтобы быть в состоянии противостоять разрушающим приливным эффектам в Галактике (9).0031 см. звездное скопление : рассеянные скопления). Судя по выборке рассеянных скоплений в пределах 3000 световых лет от Солнца, только половина из них может выдерживать такие приливные силы более 200 миллионов лет, и всего 2 процента имеют продолжительность жизни до 1 миллиарда лет.
Измеренный возраст рассеянных скоплений согласуется с выводами, которые были сделаны об ожидаемой продолжительности их жизни. Как правило, это молодые объекты; известно, что лишь немногие из них имеют возраст более 1 миллиарда лет. Большинство из них моложе 200 миллионов лет, а некоторым — 1 или 2 миллиона лет.
Возраст рассеянных скоплений определяется путем сравнения их звездной принадлежности с теоретическими моделями звездной эволюции. Поскольку все звезды в скоплении имеют почти одинаковый возраст и химический состав, различия между звездами-членами полностью являются результатом их разных масс. По прошествии времени после образования скопления массивные звезды, которые эволюционируют быстрее всего, постепенно исчезают из скопления, становясь белыми карликами или другими неяркими звездными остатками. Теоретические модели скоплений показывают, как этот эффект изменяет звездный состав во времени, а прямые сравнения с реальными скоплениями дают для них достоверные возрасты. Чтобы сделать это сравнение, астрономы используют диаграмму (диаграмма цвет-величина), которая отображает температуру звезд в зависимости от их светимости. Диаграммы цвет-величина были получены для более чем 1000 рассеянных скоплений, поэтому для этой большой выборки известен возраст.
Поскольку рассеянные скопления — это в основном молодые объекты, их химический состав соответствует обогащенной среде, из которой они образовались.
Большинство из них по обилию тяжелых элементов подобны Солнцу, а некоторые даже богаче. Например, Гиады, составляющие одно из ближайших скоплений, содержат почти в два раза больше тяжелых элементов, чем Солнце. В 1990-х годах стало возможным обнаружить очень молодые рассеянные скопления, которые ранее были полностью скрыты в глубоких пыльных регионах. Используя инфракрасные детекторы, астрономы обнаружили, что многие молекулярные облака содержат очень молодые группы звезд, которые только что сформировались, а в некоторых случаях все еще формируются.
Даже более молодые, чем рассеянные скопления, звездные ассоциации представляют собой очень свободные группы молодых звезд, которые имеют общее место и время происхождения, но, как правило, недостаточно тесно связаны друг с другом гравитационно, чтобы сформировать стабильное скопление. Звездные ассоциации строго ограничены плоскостью Галактики и появляются только в тех областях системы, где происходит звездообразование, особенно в спиральных рукавах.
Это очень светящиеся объекты. Самые яркие даже ярче самых ярких шаровых скоплений, но это не потому, что они содержат больше звезд; вместо этого это результат того факта, что составляющие их звезды намного ярче, чем звезды, составляющие шаровые скопления. Самые яркие звезды в звездных ассоциациях — это очень молодые звезды спектральных классов О и В. Их абсолютная светимость не уступает по яркости любой звезде Галактики — порядка миллиона раз превышает светимость Солнца. У таких звезд очень короткое время жизни, всего несколько миллионов лет. Светящихся звезд этого типа не требуется очень много, чтобы составить очень яркую и заметную группу. Суммарные массы звездных ассоциаций составляют всего несколько сотен масс Солнца, а население звезд исчисляется сотнями, а в отдельных случаях и тысячами.
Размеры звездных ассоциаций большие; средний диаметр таковых в Галактике составляет около 250 световых лет. Они настолько велики и рыхло структурированы, что их собственной гравитации недостаточно, чтобы удержать их вместе, и в течение нескольких миллионов лет члены рассеиваются в окружающем пространстве, становясь отдельными и не связанными звездами в галактическом поле.
Эти объекты представляют собой организации звезд, которые имеют общие измеримые движения. Иногда они не образуют заметного скопления. Это определение позволяет применять этот термин к целому ряду объектов от ближайших гравитационно связанных скоплений до групп широко распространенных звезд без очевидной гравитационной идентичности, которые обнаруживаются только путем поиска в каталогах звезд общего движения. Среди самых известных движущихся групп — Гиады в созвездии Тельца. Эта система, также известная как движущееся скопление Тельца или поток Тельца, включает в себя относительно плотное скопление Гиад вместе с несколькими очень удаленными элементами. Всего в ней около 350 звезд, в том числе несколько белых карликов. Его центр находится примерно в 150 световых годах от нас. Другие известные движущиеся звездные группы включают группы Большой Медведицы, Скорпиона-Центавра и Плеяды. Помимо этих удаленных организаций, исследователи наблюдали то, что кажется группами высокоскоростных звезд около Солнца.
Одна из них, названная группой Groombridge 1830, состоит из ряда субкарликов и звезды RR Lyrae, в честь которой были названы переменные RR Lyrae.
Последние достижения в изучении движущихся групп повлияли на изучение кинематической истории звезд и на абсолютную калибровку шкалы расстояний Галактики. Подвижные группы оказались особенно полезными в отношении последних, потому что общность их движений позволяет астрономам точно определять (для более близких примеров) расстояние до каждого отдельного члена. Вместе с близкими параллаксными звездами параллаксы движущихся групп составляют основу шкалы галактических расстояний. Астрономы обнаружили, что движущееся скопление Гиады хорошо подходит для их целей: оно достаточно близко, чтобы можно было надежно применить метод, и в нем достаточно членов для определения точного возраста.
Одной из основных проблем использования движущихся групп для определения расстояния является выбор членов. В случае с Гиадами это было сделано очень осторожно, но не без серьезных разногласий.
Члены движущейся группы (и ее фактическое существование) определяются степенью, в которой их движения определяют общую точку схождения на небе. Один из методов заключается в определении координат полюсов больших кругов, определяемых собственными движениями и положениями отдельных звезд. Положения полюсов будут определять большой круг, и один из его полюсов будет точкой схождения движущейся группы. Принадлежность звезд можно установить по критериям, применяемым к расстояниям полюсов собственного движения отдельных звезд от среднего большого круга. Надежность существования самой группы может быть измерена дисперсией точек большого круга относительно их среднего значения.
Поскольку радиальные скорости не использовались для предварительного выбора членов, их можно впоследствии изучить, чтобы исключить другие нечлены. Окончательный список членов должен содержать очень мало нечленов — либо тех, кто, по-видимому, согласен с движением группы из-за ошибок наблюдения, либо тех, кто разделяет движение группы в настоящее время, но исторически не связан с группой.
Расстояния до отдельных звезд движущейся группы можно определить, если известны их лучевые скорости и собственные движения ( см. ниже Звездные движения) и если точное положение радианта определено. Если угловое расстояние звезды от радианта равно λ и если скорость скопления в целом относительно Солнца равна V , то лучевая скорость звезды V r равна В r = В cos λ. Поперечная (или тангенциальная) скорость T определяется как T = V sin λ = 4,74 мк/9.0031 p , где p — параллакс звезды в угловых секундах. Таким образом, параллакс звезды определяется выражением p = 4,74 мк cot λ/ V r .
Ключом к получению достоверных расстояний с помощью этого метода является максимально точное определение точки схождения группы. Различные используемые методы (например, метод Шарлье) способны обеспечить высокую точность при условии, что сами измерения не содержат систематических ошибок.
Для движущейся группы Тельца, например, было подсчитано, что точность параллакса для наиболее наблюдаемых звезд составляет порядка 3 процентов, исключая любые ошибки, связанные с систематическими проблемами собственных движений. Точность этого порядка была невозможна другими средствами, пока космический телескоп Hipparcos не смог измерить высокоточные звездные параллаксы для тысяч отдельных звезд.
Заметным компонентом Галактики является собрание больших, ярких, диффузных газообразных объектов, обычно называемых туманностями. Наиболее яркими из этих облачных объектов являются эмиссионные туманности, крупные комплексы межзвездного газа и звезд, в которых газ находится в ионизированном и возбужденном состоянии (с электронами атомов, возбужденными до более высокого, чем обычно, уровня энергии). Это состояние создается сильным ультрафиолетовым светом, излучаемым очень яркими горячими звездами, погруженными в газ. Поскольку эмиссионные туманности почти полностью состоят из ионизированного водорода, их обычно называют областями H II.
Области H II находятся в плоскости Галактики вперемешку с молодыми звездами, звездными ассоциациями и самыми молодыми из рассеянных скоплений. Это области, где недавно образовались очень массивные звезды, и многие из них содержат несконденсированный газ, пыль и молекулярные комплексы, обычно связанные с продолжающимся звездообразованием. Области H II сосредоточены в спиральных рукавах Галактики, хотя некоторые из них существуют между рукавами. Многие из них находятся на промежуточных расстояниях от центра Галактики Млечный Путь, причем наибольшее их количество находится на расстоянии 10 000 световых лет. Этот последний факт можно установить, даже несмотря на то, что области H II не могут быть ясно видны за пределами нескольких тысяч световых лет от Солнца. Они испускают радиоизлучение характерного типа с тепловым спектром, указывающим, что их температура составляет около 10 000 кельвинов. Это тепловое радиоизлучение позволяет астрономам составить карту распределения областей H II в отдаленных частях Галактики.
Крупнейшие и ярчайшие области H II в Галактике соперничают по полной светимости с ярчайшими звездными скоплениями. Несмотря на то, что большая часть видимого излучения сосредоточена в нескольких дискретных эмиссионных линиях, общая видимая яркость наиболее ярких из них эквивалентна десяткам тысяч солнечных светимостей. Эти области H II также отличаются размерами: их диаметр составляет около 1000 световых лет. Обычно распространенные области H II, такие как туманность Ориона, имеют диаметр около 50 световых лет. Они содержат газ, общая масса которого колеблется от одной-двух масс Солнца до нескольких тысяч. Области H II состоят в основном из водорода, но они также содержат измеримые количества других газов. Гелий занимает второе место по распространенности, также встречаются большие количества углерода, азота и кислорода. Предварительные данные указывают на то, что отношение содержания более тяжелых элементов среди обнаруженных газов к водороду уменьшается по направлению от центра Галактики, тенденция, которая наблюдалась в других спиральных галактиках.
Газовые облака, известные как планетарные туманности, лишь внешне похожи на туманности других типов. Названные так потому, что меньшие разновидности почти напоминают планетарные диски, если смотреть в телескоп, планетарные туманности представляют собой стадию в конце звездного жизненного цикла, а не в начале. Распределение таких туманностей в Галактике отличается от распределения областей H II. Планетарные туманности относятся к промежуточной популяции и встречаются по всему диску и во внутреннем гало. В Галактике известно более 1000 планетарных туманностей, но многие из них можно упустить из виду из-за затемнения в области Млечного Пути.
Другой тип туманных объектов, обнаруженных в Галактике, представляет собой остатки газа, выброшенного из взорвавшейся звезды, образующей сверхновую. Иногда эти объекты выглядят как планетарные туманности, как в случае с Крабовидной туманностью, но они отличаются от последней по трем параметрам: (1) общей массой их газа (они включают большую массу, практически всю массу взрывающаяся звезда), (2) их кинематика (они расширяются с более высокими скоростями) и (3) их время жизни (они длятся меньше времени, чем видимые туманности).
Наиболее известными остатками сверхновых являются те, что образовались в результате трех исторически наблюдаемых сверхновых: вспышки 1054 года, которая сделала Крабовидную туманность своим остатком; картина 1572 года, названная «Нова Тихо»; и 1604 г., названный Новой Кеплера. Эти и многие другие подобные им объекты в Галактике обнаруживаются в радиодиапазоне. Они выделяют радиоэнергию в почти плоском спектре из-за испускания излучения заряженными частицами, движущимися по спирали почти со скоростью света в магнитном поле, запутавшемся в газовом остатке. Генерируемое таким образом излучение называется синхротронным излучением и связано с различными типами бурных космических явлений помимо остатков сверхновых, как, например, радиогалактики.
Пылевые облака
Пылевые облака Галактики узко ограничены плоскостью Млечного Пути, хотя пыль очень низкой плотности можно обнаружить даже вблизи галактических полюсов. Пылевые облака на расстоянии от 2000 до 3000 световых лет от Солнца не могут быть обнаружены оптически, потому что промежуточные облака пыли и общий слой пыли скрывают более дальние виды.
Основываясь на распределении пылевых облаков в других галактиках, можно сделать вывод, что часто они наиболее заметны внутри спиральных рукавов, особенно по внутреннему краю четко очерченных рукавов. Наиболее наблюдаемые пылевые облака вблизи Солнца имеют массу в несколько сотен солнечных масс и размеры в диапазоне от максимума около 200 световых лет до доли светового года. Самые маленькие, как правило, самые плотные, возможно, отчасти из-за эволюции: по мере сжатия пылевого комплекса он также становится более плотным и непрозрачным. Самые маленькие пылевые облака — это так называемые глобулы Бока, названные в честь голландско-американского астронома Барта Дж. Бока; эти объекты имеют диаметр около одного светового года и массу от 1 до 20 масс Солнца.
Более полную информацию о пыли в Галактике дают инфракрасные наблюдения. В то время как оптические приборы могут обнаруживать пыль, когда она заслоняет более удаленные объекты или когда она освещается очень близкими звездами, инфракрасные телескопы способны регистрировать длинноволновое излучение, которое излучают сами холодные пылевые облака.
Полное обследование неба в инфракрасном диапазоне, проведенное в начале 1980-х годов беспилотной орбитальной обсерваторией, Инфракрасным астрономическим спутником (IRAS), выявило большое количество плотных пылевых облаков в Млечном Пути. Двадцать лет спустя космический телескоп Спитцер с большей чувствительностью, большим охватом длин волн и лучшим разрешением нанес на карту множество пылевых комплексов в Млечном Пути. В некоторых можно было увидеть массивные звездные скопления еще в процессе формирования.
Густые облака пыли в Млечном Пути можно изучать еще одним способом. Многие такие объекты содержат поддающееся обнаружению количество молекул, испускающих радиоизлучение на длинах волн, которые позволяют их идентифицировать и анализировать. В пылевых облаках обнаружено более 50 различных молекул, включая монооксид углерода и формальдегид, а также радикалы.
Звезды Галактики, особенно вдоль Млечного Пути, обнаруживают наличие общей всепроникающей межзвездной среды тем, как они постепенно исчезают с расстоянием.
Это происходит в первую очередь из-за межзвездной пыли, которая затемняет и окрашивает звездный свет в красный цвет. В среднем звезды вблизи Солнца тускнеют в два раза на каждые 3000 световых лет. Таким образом, звезда, находящаяся на расстоянии 6000 световых лет в плоскости Галактики, будет казаться в четыре раза слабее, чем если бы не межзвездная пыль.
Еще один способ проявления межзвездной пыли — поляризация фонового звездного света. Пыль до некоторой степени выравнивается в пространстве, и это приводит к избирательному поглощению, так что для световых волн существует предпочтительная плоскость вибрации. Электрические векторы имеют тенденцию лежать преимущественно вдоль галактической плоскости, хотя есть области, где распределение более сложное. Вероятно, поляризация возникает из-за того, что пылинки частично выровнены галактическим магнитным полем. Если пылинки парамагнитны и действуют как магнит, то общее магнитное поле, хотя и очень слабое, может со временем выровнять пылинки короткой осью в направлении поля.
Как следствие, направления поляризации звезд в разных частях неба позволяют построить направление магнитного поля в Млечном Пути.
Пыль сопровождается газом, который тонко рассеян среди звезд, заполняя пространство между ними. Этот межзвездный газ состоит в основном из водорода в его нейтральной форме. Радиотелескопы могут обнаружить нейтральный водород, потому что он излучает излучение на длине волны 21 см. Длина такой радиоволны достаточна для того, чтобы проникать сквозь межзвездную пыль, и поэтому ее можно обнаружить во всех частях Галактики. Большая часть того, что астрономы узнали о крупномасштабной структуре и движениях Галактики, была получена из радиоволн межзвездного нейтрального водорода. Расстояние до обнаруженного газа определить непросто. Во многих случаях необходимо использовать статистические аргументы, но скорости газа при сравнении со скоростями, найденными для звезд, и со скоростями, ожидаемыми на основе динамики Галактики, дают полезные ключи к пониманию местоположения различных источников водорода.
радиоизлучение. Вблизи Солнца средняя плотность межзвездного газа равна 10 -21 г/см 3 , что эквивалентно примерно одному атому водорода на кубический сантиметр.
Еще до того, как они впервые обнаружили излучение нейтрального водорода в 1951 году, астрономы знали о межзвездном газе. Незначительные компоненты газа, такие как натрий и кальций, поглощают свет на определенных длинах волн и поэтому вызывают появление линий поглощения в спектрах звезд, лежащих за пределами газа. Поскольку линии, исходящие от звезд, обычно различны, можно различать линии межзвездного газа и измерять как плотность, так и скорость газа. Часто удается даже наблюдать эффекты нескольких концентраций межзвездного газа между Землей и фоновыми звездами и тем самым определять кинематику газа в разных частях Галактики.
Галактики-компаньоны
Узнайте о предсказанном столкновении Млечного Пути с галактикой Андромеды, что может произойти примерно через четыре миллиарда лет
Посмотреть все видео к этой статье Галактика.
Когда американский астроном Эдвин Хаббл установил внегалактическую природу того, что мы сейчас называем галактиками, стало ясно, что Облака должны быть отдельными системами, принадлежащими к неправильному классу и удаленными более чем на 100 000 световых лет. (Текущие наилучшие значения для их расстояний составляют 163 000 и 202 000 световых лет для Большого и Малого Облаков соответственно.) Были обнаружены дополнительные близкие спутники, все они маленькие и незаметные объекты карликового эллиптического класса. Ближайшим из них является карлик Стрельца, галактика, которая падает в Галактику Млечный Путь, будучи захвачена приливом гораздо более сильной гравитации Галактики. Ядро этой галактики составляет около 9На расстоянии 0000 световых лет. Другими близкими компаньонами являются хорошо изученные галактики Киля, Дракона, Форнакса, Льва I, Льва II, Секстанта, Скульптора и Малой Медведицы, а также несколько очень тусклых, менее известных объектов. Расстояния для них колеблются примерно от 200 000 до 800 000 световых лет.
Группировка этих галактик вокруг Галактики Млечный Путь повторяется в случае Галактики Андромеды, которую также сопровождают несколько карликовых компаньонов.
Что находится в центре Млечного Пути?
Центр галактики Млечный Путь расположен почти в 30 000 световых лет от нашей Солнечной системы. На протяжении десятилетий центральная область нашей галактики была полной загадкой. Центр Млечного Пути в значительной степени скрыт от глаз плотными облаками межзвездного газа. Невозможно увидеть центр нашей галактики в видимом свете, поэтому астрономы используют другие длины волн света, чтобы наблюдать за тем, что происходит в этой загадочной области нашей галактики.
Сердце Млечного Пути
Инфракрасное изображение центральной области Млечного Пути.
Изображение предоставлено: NASA
Центральная область Млечного Пути — странное, хаотичное место. По мере приближения к центру звезды становятся более плотными, как и туманности. Звездообразование является обычным явлением вблизи и вокруг центра, поскольку более высокие плотности заставляют газообразный водород слипаться и коллапсировать, что приводит к образованию нового поколения звезд. Вокруг центра также находятся несколько шаровых звездных скоплений. Эти звездные скопления представляют собой огромные шары старых красных звезд, которые могут содержать от тысяч до миллионов звезд. Огромные столбы межзвездного газа, называемые нитями, существуют над и под галактическим ядром, следуя линиям магнитного поля нашей галактики.
Ядро Галактики
Первое в истории изображение сверхмассивной черной дыры в центре Млечного Пути.
Изображение предоставлено: Event Horizon Telescope
В течение многих лет одной из самых больших загадок галактического ядра был тот факт, что по мере приближения к центру звезды начинают двигаться с огромной скоростью по экстремальным орбитам. Точный центр нашей галактики полностью скрыт от глаз не только в видимом свете, но и в других длинах волн света. Вместо прямого определения того, что лежит в основе Млечного Пути, астрономы используют косвенные средства, такие как орбитальный путь и скорости звезд. Астрономы считают, что для того, чтобы массивные звезды двигались по наблюдаемым орбитам и с той скоростью, с которой они движутся, в центре нашей галактики находится сверхмассивная черная дыра под названием Стрелец А*. Зная орбитальные периоды некоторых звезд, астрономы смогли рассчитать размер и массу Стрельца А*. Сверхмассивная черная дыра в центре нашей галактики примерно в миллион раз превышает массу Солнца и имеет диаметр 16 миллионов миль (26 миллионов километров). Интересно, что, несмотря на трудности наблюдения точного центра нашей галактики, астрономам удалось получить прямое изображение аккреционного диска вокруг Стрельца А*.