Содержание
«Хаббл» показал, как может выглядеть столкновения нашей галактики Млечный путь с Туманностью Андромеды
Комсомольская правда
НаукаКАРТИНА ДНЯ
Ярослав КОРОБАТОВ
2 февраля 2022 7:00
Космический телескоп получил фото столкновения группы из трех галактик в созвездии Феникса, произошедшее в 425 миллионах световых лет от Земли
Космический телескоп «Хаббл» получил фото столкновения группы из трех галактик. Фото: esahubble.org
По прогнозам ученых галактика Млечный путь (наш дом, где находится Солнечная система) и галактика Туманность Андромеды столкнуться через 4,5 миллиарда лет. А уже совсем “скоро” — через 3 миллиарда лет — Андромеда приблизится к нам настолько близко, что звезды ее галактики будут видны невооруженным глазом. Что из себя будет представлять это столкновение? Сегодня, благодаря свежему снимку телескопа “Хаббл”, можно представить, как слияние Млечного пути и Андромеды будет выглядеть со стороны, например, с точки зрения каких-нибудь зеленых человечков. В роли модели выступила группа из трех галактик под общим названием NGC 7764A. Они находятся в созвездии Феникса на расстоянии 425 миллионов световых лет от Земли.
— Две галактики в правом верхнем углу изображения, кажется, находятся в процессе слияния друг с другом, — описывают снимок специалисты Европейского космического агентства. — Длинные потоки звезд и газа, исходящие от них, создают впечатление, что они обе только что подверглись удару со стороны галактики в форме шара для боулинга, которая находится в левом нижнем углу изображения.
А вот как прокомментировал фотографию Александр Иванчик, профессор Высшей школы фундаментальных физических исследований Санкт-Петербургского политехнического университета Петра Великого (вуз – участник программы «Приоритет 2030»):
— В процессе формирования Вселенной появляются галактики, которые гравитационно взаимодействуют и сталкиваются друг с другом. Причем сталкиваются не только галактики, но даже скопления галактик. Чаще всего, во время таких событий реальных столкновений звезд одной галактиками со звездами другой не происходит. Однако гравитационные приливные силы большей галактики могут «отрывать» газовые части от более мелкой. “Хаббл” снял красивое изображение столкновения трех галактик, известных под общим названием NGC 7764A. Это фото подтверждает ключевые концепции теории формирования крупномасштабной структуры и эволюции галактик.
Процесс слияния и прохождения галактик друг через друга может протекать сотни тысяч и даже миллионы лет. На данный момент расчеты на суперкомпьютерах подтвердили, что подобные явления не редкость во Вселенной. А оптические наблюдения, в частности фотографии, полученные “Хабблом”, позволяют воочию увидеть подобные события. Это приводит к лучшему пониманию процессов слияния.
Стоит отметить, что вероятность столкновения нашей галактики Млечный путь с туманностью Андромеды (такой же большой галактикой, как и наша) составляет почти 100 процентов. Через несколько миллиардов лет наши галактики начнут проходить друг через друга. Как я уже говорил, галактики – это довольно разряженные звездные системы и поэтому вероятность массового столкновения звезд почти ничтожна. Хотя некоторые звезды будут проходить очень близко друг к другу. В этом случае их гравитационное взаимодействие может приводить к «выкидыванию» звезд с их привычных путей. Естественно, в этом случае будут разрушены и планетные системы. Но риск такого развития событий это малые доли процента, учитывая общее число звезд в галактиках (Млечный путь насчитывает от 200 до 400 миллиардов звезд — Ред).
Сценарии столкновения Млечного пути с туманностью Андромеды уже просчитывается на суперкомпьютерах. Надо сказать, что подобные столкновения в истории галактики Млечный путь случались и раньше. Ученые видят это по скоплению следов газа (газовых струй и потоков) вблизи Млечного пути. Дело в том, что во время столкновения нашей Галактики со своими сателлитами (карликовые галактики, которые вращаются вокруг нашей) она «обдирает» с них вещество, за ними остаются газовые следы. Это приводит к поставке нового газа и запуску новых очагов звездообразования в нашей Галактике.
Возрастная категория сайта 18+
Сетевое издание (сайт) зарегистрировано Роскомнадзором, свидетельство Эл № ФС77-80505 от 15 марта 2021 г.
И.О. ГЛАВНОГО РЕДАКТОРА — НОСОВА ОЛЕСЯ ВЯЧЕСЛАВОВНА.
И.О. шеф-редактора сайта — Канский Виктор Федорович
Сообщения и комментарии читателей сайта размещаются без
предварительного редактирования. Редакция оставляет за собой
право удалить их с сайта или отредактировать, если указанные
сообщения и комментарии являются злоупотреблением свободой
массовой информации или нарушением иных требований закона.
АО «ИД «Комсомольская правда». ИНН: 7714037217 ОГРН: 1027739295781
127015, Москва, Новодмитровская д. 2Б, Тел. +7 (495) 777-02-82.
Исключительные права на материалы, размещённые на интернет-сайте
www.kp.ru, в соответствии с законодательством Российской
Федерации об охране результатов интеллектуальной деятельности
принадлежат АО «Издательский дом «Комсомольская правда», и не
подлежат использованию другими лицами в какой бы то ни было
форме без письменного разрешения правообладателя.
Приобретение авторских прав и связь с редакцией: kp@kp. ru
структура и размеры нашей галактики, сколько в ней звезд, масса, строение
Млечный Путь (так называется наша галактика) представляет для астрономов особый интерес. Именно здесь находится Солнечная система и, собственно, наш дом – Земля. Здесь также сконцентрированы все звезды, которые может разглядеть человек невооруженным глазом. Ежедневно астрономы делают новые открытия, исследуя нашу галактику. Каковы ее размер и масса, сколько в ней звезд, как она образовалась и что с ней произойдёт через миллиарды лет, вы узнаете из этой статьи.
Содержание
- История открытия
- Открытие Галилея
- Открытие Уильяма Гершеля
- Основные характеристики и параметры Млечного Пути
- Масса
- Размер
- Сколько звезд
- Светимость
- Класс и общее строение
- Структура и состав Млечного Пути
- Ядро
- Перемычка
- Диск
- Спиральные рукава
- Гало
- Расположение Солнечной системы в галактике
- Место Млечного пути во Вселенной
- Галактика Млечный Путь и что ее окружает
- Столкновение Млечного пути и Андромеды
- Эволюция и будущее галактики
- Мифология
- Армянская
- Венгерская
- Греческая
- Индийская
- Восточная мифология
- Мифология коренных народов Северной Америки
История открытия
По мере изучения космоса стало ясно, что небесные тела вращаются вокруг определенного центра. К примеру, Луна вращается вокруг Земли. Наша и другие планеты вращаются вокруг Солнца. Следовательно, появлялся справедливый вопрос: не вращается ли Солнце вокруг какой-то большей звездной системы?
Открытие Галилея
Галилео Галилей – итальянский математик, физик, астроном, оказавший огромное влияние на развитие науки о звездах. Еще в начале XVII века он соорудил телескоп, который включал в себя выпуклый объектив и вогнутый окуляр. Этот телескоп позволял добиться трехкратного увеличения. Вскоре более усовершенствованный телескоп Галилея давал 32-кратное увеличение. Примечательно, что название увеличительного аппарата «телескоп» ввел в научный обиход именно Галилей.
Галилео Галилей
Наблюдения в телескоп показали, что Луна покрыта возвышенностями и кратерами. Ученый объяснил происхождение так называемого пепельного света Луны, либрацию, обнаружил наличие спутников Юпитера.
Также он доказал, что Млечный Путь – это множество звезд. Однако наблюдения Галилея не прояснили происхождения нашей галактики и самого главного: являются ли они подобными Солнцу.
Открытие Уильяма Гершеля
Английский ученый У. Гершель в 18 веке занялся подсчетом звезд на ночном небе. Он обнаружил большой круг, которому дано наименование «галактический экватор», разделяющий видимую часть небесной сферы на 2 равные части. В нем количество звезд было максимальным. Оказалось также, что количество светил увеличивается по мере приближения того или иного участка неба к «галактическому экватору». Так удалось доказать, что все космические тела, доступные наблюдателю, образуют одну большую систему, которая является сплюснутой к экваториальной зоне.
Уильям Гершель
Гершелю даже удалось нарисовать схему Млечного Пути. Она получилась у него в виде вытянутого облака неправильной формы. Солнце находилось внутри этого кольца. Так себе представляли нашу галактику Млечный Путь все ученые даже до начала ХХ в.
Детальное описание нашей галактики было сделано голландским астрономом Я. Каптейном в 1920 г. Он описал его максимально похоже на то, которое известно нам сегодня.
Якобус Каптейн
Основные характеристики и параметры Млечного Пути
Одна из главных особенностей нашей галактики – способность поглощать другие скопления. Вокруг Млечного Пути движется несколько галактик, попадающих под его влияние и затягивающихся в его рукава. На данный момент Млечный Путь поглощает небольшую галактику в созвездии Стрельца.
Однако наша галактика взаимодействует и с Андромедой – значительно большим по размерам звездным скоплением. Через несколько миллиардов лет Млечный Путь будет поглощен им.
Основные характеристики Млечного Пути такие:
- относится к спиральным галактикам;
- является элементом Местной группы с другими звездными скоплениями;
- диаметр – около 100 тыс. св. лет;
- количество звезд – 200 – 400 миллиардов;
- расстояние Солнца от центра – 27 тыс. св. лет;
- скорость вращения Солнечной системы вокруг центра – около 230 км/с;
- масса – примерно в 3 триллиона раз больше массы Солнца;
- возраст – приблизительно 13,7 млрд. световых лет.
Масса
Узнать, сколько весит такой громадный объект во Вселенной, помогли расчеты. За основу было взято количество звезд в нашей галактике – как минимум 200 млрд, и предположено, что каждая из них весит столько, сколько Солнце. Общая их масса составляет 4% галактической. Газ (водород и гелий) весят в 3 раза больше, чем все 200 млрд звезд. Остальная масса приходится на темную материю. Итого Млечный Путь весит как минимум столько, сколько 3 трлн. Солнц. В тоннах это будет примерно 6*1039.
Размер
Размер Млечного Пути – свыше 100 тыс. световых лет в диаметре, или более 940 квадриллионов километров. Толщина Галактики – около 1000 световых лет.
В 2020 году ученые сообщили, что диаметр Галактики может достигать 1,9 млн. световых лет. Такая информация еще не подтверждена.
Сколько звезд
Точное количество звезд в Галактике не установлено. По нынешним оценкам, их от 200 до 400 миллиардов. Предполагается также, что в Млечном Пути находится до 100 млрд. коричневых карликов. Это промежуточные между звездами и планетами объекты. Их масса меньше солнечной в 13 – 77 раз.
В недрах коричневых карликов поддерживаются термоядерные реакции. Однако их мощность не сопоставима со светимостью такого небесного тела. Кроме того, они постепенно сжимаются и тускнеют. Наиболее холодные коричневые карлики имеют температуру, сравнимую с земной, а наиболее горячие нагреты до 2800 градусов по Кельвину.
Светимость
Полная светимость Галактики равна примерно 20 млрд. светимостей Солнца. В абсолютных показателях это невообразимая мощность – порядка 8∙1036 Вт. Звездная величина Млечного Пути равна –21.
Класс и общее строение
Млечный путь – это типичная галактика спирального класса с перемычкой. Половина всех звездных скоплений в космосе такие же. Две трети этого количества – это галактики с перемычкой. Это сравнительно молодые объекты. По мере эволюции у них исчезает эта часть. Составные части Млечного Пути такие.
- Ядро – центральная часть, где сосредоточена вся масса звездного скопления. Оно относится к активным, так как выделяет больше энергии, чем все небесные тела, вместе взятые.
- Вздутие, или балдж – оболочка центра, состоящая из гигантов, старых светил, раскаленных газовых облаков. Все они вращаются на больших скоростях вокруг ядра. Это самая яркая часть галактики, однако мы ее не видим: она закрыта от глаз наблюдателя рукавами Млечного Пути.
- Перемычка – это своего рода мост, к которому крепятся рукава. Астрономы сравнивают ее с бурным руслом реки.
- Рукава – часть галактики, в которой содержится значительная часть пыли и газа, молодых звёзд, а также множество звёздных скоплений.
- Диск – тонкий слой, в котором сконцентрировано большинство видимого вещества Галактики.
- Гало – остальная часть звездного скопления. Неизвестна длина этого гало и место, где оно заканчивается.
- Шаровые скопления — группы звезд, связанные гравитацией и вращающиеся вокруг центра галактики в качестве спутника.
Строение галактики Млечный Путь
Выглядит Млечный Путь как слабое свечение на ночном небе с большим количеством слабо светящихся звезд. Лучшие условия видимости – в августе и сентябре.
Структура и состав Млечного Пути
Даже по приближенным расчетам, в нашей галактике не менее 200 миллиардов звезд. Преимущественное большинство их локализовано в зоне с формой сплющенного диска.
Ядро
В центральной части Галактики есть утолщенная зона – балдж. Его диаметр – 8 тысяч парсек, он представляет собой звездное скопление эллипсоидной формы. Середина ядра расположена в созвездии Стрельца. Солнце удалено от него примерно на 8500 парсек, или 27,7 тыс. св. лет, или же на 262 квадриллиона километров.
По-видимому, в рассматриваемой зоне находится огромная черная дыра. Ее масса в 4 млн раз больше массы Солнца. Вокруг нее обращается еще один подобный массивный объект, тяжелее солнца в 1000 – 10000 раз, а также несколько тысяч черных дыр помельче, с периодом вращения около сотни лет. Воздействие гравитации от этого центра заставляет близко расположенные от центра звезды вращаться по особым орбитам. Астрономы допускают, что практически все звездные скопления во Вселенной обращаются вокруг черных дыр.
Ядро Млечного Пути. Это самая богатая туманностями, звездными скоплениями, пылью и газом область нашей галактики.
В рассматриваемых участках Млечного Пути сконцентрировано много звезд. Например, только в одном кубическом парсеке этой области их находится несколько тысяч. Масса галактики распределяется так, что скорость обращения на орбите светил не зависит от того, насколько они удалены от центра. Обычная скорость обращения космических объектов здесь доходит до 240 км/с.
В 2016 г японские ученые обнаружили в центре галактики еще одну огромную черную дыру. Размеры этого объекта вместе с облаком – около 0,3 световых лет, а вес – 100 тыс. солнечных масс.
Исследования структуры Млечного пути продолжаются, и, по-видимому, ученые удивят нас новыми открытиями.
Перемычка
Длина этой части Галактики примерно 27 тыс. св. лет. Этот объект проходит сквозь ее центр под углом 44° относительно границе между Солнцем и центром. Здесь наблюдаются в основном «красные» звезды. Их возраст значительно больше солнечного. Вокруг перемычки находится «Кольцо в пять килопарсек». В нем преобладает молекулярный водород, который является источником образования звезд.
В конце ХХ в. ученые предположили, что Млечный путь – это спиралеподобная галактика, имеющая перемычку. В 2005 г. с использованием мощного телескопа эта гипотеза подтвердилась. Более того, было установлено, что перемычка имеет значительно больший диаметр, нежели это считалось раньше.
Диск
Диаметр диска Галактики – примерно 100 тыс. св. лет. Он вращается намного быстрее, чем гало, и, причем, на разных скоростях. Вблизи черной дыры она приближается к нулю, а вот на удалении примерно 2 тыс. световых лет возрастает до 240 км/с. Затем скорость немного уменьшается, а затем увеличивается до указанного уровня и остается неизменной. Масса галактического диска в 150 миллиардов раз больше массы Солнца.
Вблизи диска находятся молодые звезды (возраст таких объектов не более нескольких миллиардов лет). Молодые космические тела образуют плоскую составляющую, среди них много объектов с высокой температурой. Вблизи плоскости диска находится основное количество газа в виде газовых облаков. Небольшие облака имеют диаметр около одного парсека. Гигантские газовые объекты располагаются во вселенском пространстве на протяжении тысяч световых лет.
Спиральные рукава
Поскольку Млечный Путь относится к спиралевидным звездным скоплениям, у нее есть рукава. Они располагаются в плоскости диска. Сам же диск находится в короне. Существуют такие рукава:
- Лебедя;
- Персея;
- Ориона;
- Стрельца;
- Центавра.
С внутренней стороны рукава Ориона размещено Солнце. Оно вращается вокруг ядра со скоростью – примерно 230 км/с. Один оборот вокруг центра галактики Солнце делает примерно за 240 миллионов лет.
Спиральные рукава галактики Млечный Путь
Гало
Эта часть имеет форму шара и выходит за его границы примерно на 5 – 10 световых лет. Температура гало – 500 тысяч градусов Кельвина. В его составе – старые, малые, малояркие звезды, а также шаровые скопления. Подавляющее большинство таких скоплений расположены ближе 100 тысяч световых лет от центра Млечного Пути, но некоторые шаровые скопления находятся на расстоянии более 200 тысяч световых лет от галактического центра. Центр симметрии гало полностью совпадает с центром диска Галактики.
Звезды в этой области могут встречаться как одиночные, так и в составе скоплений, по несколько миллионов каждое. Их возраст обычно превышает 12 млрд. лет. Здесь процессы звездообразования завершились и в основном встречается темная материя.
Галактическое гало
Объекты, входящие в гало, движутся по весьма вытянутым орбитам. В целом эта область вращается медленно. Отдельные звезды имеют и вовсе хаотичное движение.
Расположение Солнечной системы в галактике
Результаты последних исследований говорят о том, что расстояние от Солнца до центра галактики примерно 27 тыс. св. лет. Предварительные оценки свидетельствуют, что наша дневная звезда находится примерно в 35 тыс. св. лет от зоны перемычки.
Астрономам удалось изучить в окрестностях Солнца участки вокруг двух рукавов – Персея и Стрельца. Они удалены от нашей планеты приблизительно на 3 тысячи световых лет. Наша дневная звезда находится в центре между этими образованиями.
Расположение нашей планеты в галактике
Скорость обращения Солнца вокруг галактического центра почти такая же, как скорость волны уплотнения, образующей рукава. Это связано с тем, что оно находится в так называемом коротационном центре. Для Земли такое расположение Солнца в галактике критически важно для возникновения и поддержания жизни. Спиральные рукава продуцируют мощнейшее излучение, способное убить все живое. От него не смогла бы спасти ни одна атмосфера. Выходит, нам посчастливилось, что мы живём в таком месте Млечного пути, которое защищено и удалено от космических катаклизмов.
» src=»https://www.youtube.com/embed/9dv1idPUGd0?feature=oembed» frameborder=»0″ allow=»accelerometer; autoplay; clipboard-write; encrypted-media; gyroscope; picture-in-picture» allowfullscreen=»»/>
Место Млечного пути во Вселенной
Гавайские астрономы определили наши космические координаты. Млечный Путь является частью огромного сверхскопления галактик Ланиакея. Сверхскопления – это крупнейшие структуры в космосе. Они состоят из локальных скоплений и массивных кластеров. В каждом из них находятся сотни галактик. Все они связаны между собой.
Красной точкой отмечена галактика Млечный путь в сверхскоплении галактик Ланиакея
В Ланиакее находится сверхскопление Девы. Составной его частью является Местная группа с Великим аттрактором. В Местной группе находится Млечный путь. Ланиакея является частью комплекса Рыб-Кита. Астрономы пока не могут изучить движение объектов в Ланиакее. Предполагается, что наша галактика Млечный Путь постепенно направляется вглубь этого скопления.
Галактика Млечный Путь и что ее окружает
С момента Большого взрыва и образования космоса все в нем постоянно движется. Некогда ученые предполагали, что Млечный путь – это и есть вся Вселенная, и что за его границами нет ничего.
С использованием современных телескопов удалось пролить свет на вопрос, что же окружает нашу галактику. Ее «соседями» являются объекты Местной группы, крупнейшее из которых – туманность Андромеды. Несколько дальше находится туманность Треугольника. Вокруг них находятся спутники – карликовые скопления.
В Местной группе также находятся эллиптические и неправильные галактики. Все они расположены в определенных созвездиях.
Столкновение Млечного пути и Андромеды
Млечный путь не только вращается. Любой космический объект во Вселенной движется по собственной заданной траектории. Согласно расчетам, примерно через 4 миллиарда лет наш космический дом столкнется с туманностью Андромеды. Оба объекта сближаются со скоростью 120 км/с. Интересно, что для наблюдателя из этой галактики Земля находилась бы в созвездии Малого Пса.
Проявления самого столкновения будут происходить медленно и неизвестно смогут ли быть замечены земными наблюдателями. Практически исключено любое непосредственное воздействие этого космического события на Солнце.
Так через 4 миллиарда лет может выглядеть с Земли слияние Андромеды и Млечного Пути
Вероятно, что Солнечная система может быть целиком отброшена из новообразованной галактики. Так она станет межгалактическим объектом. Для Солнечной системы это не вызовет никаких негативных моментов. Разве что для земного наблюдателя поменяется звездное небо: оно не будет таким красивым. Изменятся и созвездия Млечного Пути. Не будет никаких последствий и для всего живого, ведь от космического излучения хорошо защищает земная атмосфера. Для жизни гораздо более важна эволюция Солнца.
Эволюция и будущее галактики
Возраст Млечного Пути «почтенный»: наиболее старая его звезда имеет возраст приблизительно 13,7 миллиарда лет. Предположительно она «всего лишь» на 100 млн. лет моложе Вселенной. На этом этапе галактики развивались очень бурно, и в них возникали тяжелые элементы – такие, как углерод, кислород и прочие. Если бы их не было, то звезды Млечного Пути разрастались бы до внушительных размеров и выгорали за несколько миллионов лет.
В то же время Млечный путь поглощал вещество, которое находилось в пределах гало. Этот процесс происходит и до сих пор. Газовые облака, попадая в диск, являются строительным материалом для новых звезд. На ранних этапах развития Млечный Путь поглощал другие галактики помельче.
Млечный Путь «прожил» только половину своей жизни: звезды еще молоды, но для рождения новых заканчивается газ. Пока ученые не обнаружили признаков того, что наша галактика превращается в галактику красной последовательности.
Сегодня уже началось поглощение Млечным путем Большого и Малого Магелланового облака. Они буквально наматываются на южный полюс скопления. Известно точно, что Млечный путь объединится с Андромедой при столкновении.
При столкновении наша галактика никуда не исчезнет, а планеты Млечного Пути не уничтожатся. Он просто станет частью другого скопления. Впрочем, даже фантасты не возьмутся загадывать столь отдаленные во времени перспективы: это на много больший временной отрезок, чем существует жизнь на планете.
Мифология
Древние мифы по-разному описывают эволюцию Вселенной.
Армянская
Предок армян – божество Ваагн украл у предка ассирийцев солому и убежал на небо. Когда же он шел по нему, то его соломинки падали, и из них образовался небесный след. И сегодня по-армянски наша галактика называется «дорогой соломокрада». Такие же рассказы о рассыпанной соломе есть в арабской, еврейской, персидской, турецкой мифологии.
Венгерская
Согласно древней легенде, Аттила снизойдет на землю по Млечному Пути, если почувствуют себя в опасности. Искры же появились в результате ударов от копыт
Греческая
Легенда повествует о том, что когда Гера кормила своим молоком Геракла, то по небу разлилось материнское молоко. Вскоре Гера узнала, что она кормила грудью не своего сына, а незаконнорожденного сына Зевса и женщины, жившей на Земле. Она отбросила ребенка, а пролившееся молоко стало основанием для названия нашей галактики.
Другая легенда рассказывает о Рее – жене Кроноса. Он поедал собственных детей, потому что он не хотел, чтобы сбылось предсказание, когда он будет свергнут сыном. Рея же думала, как спасти только что родившегося Зевса. Она одела камень младенческой одеждой и дала его Кроносу. Он попросил ее накормить малыша, перед тем, как он проглотит его. Молоко пролилось из груди на камень, из-за чего и образовался Млечный Путь.
Индийская
Индийцы считали, что Млечный путь возник от молока красной коровы, которая каждый вечер проходит по небу. В «Ригведе» говорится о священной дороге Арьямана. В «Бхагавата-пуране» говорится о животе небесного дельфина.
Восточная мифология
Вьетнамцы, китайцы, японцы сравнивают галактику с серебряной рекой. Китайцы также называют звездное скопление «желтой рекой».
Мифология коренных народов Северной Америки
Эскимосские мифы говорят о пути, усеянном пеплом, который появился, когда девушка рассыпала его по небу. Она сделала это, чтобы люди могли ночью найти дорогу. Эскимосы говорят о следах ворона – Творца мира, который шел по небу. Чероки же считали, что Млечный Путь образовался в то время, когда охотник украл у другого жену, а ее собака ела кукурузную муку и рассыпала ее по небу. Интересно, что такой же сюжет есть у племен, проживающих в районе пустыни Калахари.
Млечный Путь – одна из наиболее изученных галактик. Несмотря на это, она таит в себе еще много тайн и загадок. Развитие космических технологий и исследования астрономов помогут жителям Земли подробнее изучить наш космический дом.
Как бы выглядела галактика Млечный Путь со всей вселенной? › Спросите эксперта (ABC Science)
Как бы выглядела галактика Млечный Путь, если бы вы посмотрели на нее из отдаленной части Вселенной? И какую часть галактики мы можем увидеть на ночном небе с Земли?
Вид на Млечный Путь из глубинки Австралии. Можете ли вы найти эму в небе? (Источник: Ангус Ганн/iStockphoto)
Наша галактика Млечный Путь представляет собой большую спиральную галактику с черной дырой в центре. Часть, которую вы можете видеть с Земли, зависит от того, в каком полушарии вы находитесь, и от времени года.
Помимо единственной известной формы жизни во Вселенной, наша галактика Млечный Путь не так уж и уникальна.
Это типичная большая спиральная галактика шириной от 100 000 до 180 000 световых лет, содержащая от 200 до 400 миллиардов звезд.
Млечный Путь имеет четыре спиральных рукава. Два таких рукава вытекают из каждого конца «бара» через середину галактики, как вымпелы из концов закрученной дубинки чирлидерши.
Если смотреть сбоку, издалека, это диск с выпуклостью в центре — или что-то вроде двух жареных яиц, поставленных спиной к спине. 9наверх
Откуда мы знаем, как выглядит галактика?
Астрономы кропотливо построили эту картину нашей галактики на основе сотен лет изучения ночного неба в диапазоне различных длин волн света.
«Проблема всегда в том, что мы встроены в галактику», — говорит профессор Фред Уотсон, главный астроном Австралийской астрономической обсерватории.
«Это все равно, что пытаться нарисовать весь Сидней с одного конца Питт-стрит, потому что у вас есть все эти затемнения, которые мешают увидеть вид.»
В 18 веке астроном Уильям Гершель первым предположил, что мы можем жить в галактике, после тщательного подсчета количества звезд, которые он мог видеть на небе — по крайней мере, в северном полушарии.
«Он пришел к выводу, что вокруг было более или менее одинаково ярко, и поэтому мы должны быть в середине этого звездного диска», — говорит Уотсон.
Чего Гершель не знал, так это того, что он видел только относительно близкие звезды — только первую тысячу или около того световых лет нашей галактики. Не было до 1919, которую определил американский астроном Харлоу Шепли, наша планета на самом деле находится далеко от центра галактики.
Затем, в 1950-х годах, голландские радиоастрономы нанесли на карту водород в галактике, используя радиосигналы, которые могли проникать сквозь облака пыли, которые до сих пор скрывали большую часть галактики, чтобы выявить спиральную структуру Млечного Пути.
Считается, что спиральный узор вызван ударными волнами, которые периодически проходят через галактику по мере ее вращения.
«Причина, по которой мы видим спиральные рукава, заключается в том, что они очерчены очень энергичными молодыми звездами», — говорит Уотсон.
Эти массивные молодые звезды светятся ярче, поэтому они больше выделяются в визуальном спектре, чем менее энергичные небесные тела в остальной части галактики.
В центре нашей галактики Млечный Путь, в направлении созвездия Стрельца, находится сверхмассивная черная дыра под названием Стрелец A*, масса которой более чем в 3,6 миллиона раз превышает массу нашего Солнца.
Эта черная дыра вносит небольшой вклад в центральную выпуклость (желтки яичницы!), но в основном выпуклость в центре галактики состоит из древних звезд, которые восходят к формированию галактики. 9наверх
Где находится Земля в галактике
Наша Солнечная система расположена на внутреннем краю малого спирального рукава, называемого рукавом Ориона-Лебедя. Поскольку мы находимся на спиральном рукаве, у нас есть разумное количество более ярких звезд в нашем звездном окружении.
Если бы мы посмотрели на Млечный Путь с точки зрения поперечного сечения, наша система находилась бы почти в центре галактической плоскости, плюс-минус несколько десятков световых лет.
(Источник: NASA/JPL-Caltech/ESO/R. Hurt) 9наверх
Какую часть Млечного Пути мы можем увидеть с Земли?
Участок Млечного Пути, который мы видим с Земли, зависит от того, где мы живем, и от времени года.
В южном полушарии открывается лучший вид на богатое звездами сердце галактики.
«Конечно, если вы посмотрите поздней зимой и весенними вечерами, вы увидите этот галактический центр очень заметно на небе, и это самая яркая часть Млечного Пути», — говорит Уотсон.
Причина, по которой он такой яркий, на самом деле в том, что мы можем смотреть выше и ниже пылевых облаков, скрывающих основную часть ядра, и видеть звезды вокруг ядра.
«Некоторые из этих звезд находятся на расстоянии 25 000 световых лет; это не самые далекие объекты, которые мы можем увидеть невооруженным глазом, но они намного дальше, чем обычные звезды, которые можно увидеть в Млечном Пути.»
В южном полушарии также хорошо видно кольцо ярких звезд, называемое Поясом Гулда. Это кольцо отклонено на 16-20 градусов от плоскости основного Млечного Пути и включает в себя такие известные созвездия, как Орион, Центавр и Скорпион.
Из-за наклона Земли и орбиты Млечный Путь движется не по кругу вокруг нашего неба, но зимой он находится в центре неба в южном полушарии.
В это время года здесь можно увидеть красивые созвездия, в том числе Южный Крест, Скорпиона и Эму в небе — созвездие аборигенов, представляющее собой тень темных туманностей, простирающихся практически по всей длине Млечного Пути.
В начале лета в южном полушарии бывает уникальное окно, когда Млечный Путь тянется по всей длине горизонта.
Но в южном полушарии никогда не бывает хорошего вида на внешний край Млечного Пути. Эту часть нашей галактики лучше всего видно из северного полушария.
«В северном полушарии в зимние месяцы открывается прекрасный вид на антицентральную область», — говорит Уотсон.
В летние месяцы северное полушарие смотрит на галактику между центром и краем. Бьянка Ногради дала интервью профессору Фреду Уотсону. Посетите Galaxy Explorer и начните классифицировать галактики для астрономов в рамках настоящего исследовательского проекта. Примите участие в августе, и вы можете выиграть Wi-Fi телескоп. Школы тоже могут присоединиться.
Галактика Млечный Путь | Размер, определение и факты
Самые популярные 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. космологию. 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 множество 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.
Викторина «Британника»
Космическая одиссея
«Далеко». «Космический». «Не от мира сего». Возможно, вы слышали сленг, но много ли вы знаете о космосе… кадет? Запустите эту викторину и начните свое путешествие по планетам и вселенной.
Шаровые скопления — чрезвычайно 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.
Подписаться 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). 0005 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 определено точное положение радианта. Если угловое расстояние звезды от радианта равно λ и скорость всего скопления относительно Солнца равна V , то лучевая скорость звезды V r равна В r = В cos λ. Поперечная (или тангенциальная) скорость, Тл , определяется как Тл = В sin λ = 4,74 мк/ 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. Статистические аргументы должны использоваться во многих случаях, но скорости газа, если сравнивать их 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, таким образом, 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 различных частях Галактики.