Московский Государственный Университет Технологии и Дизайна

1. Млечный Путь и Галактика. Длинный путь прошла наука, прежде чем была установлена структура окружающей Вселенной. Только в начале XX ст. окончательно доказано, что все видимые на небе зори образуют видокремлену звездную систему — Галактику, хоть задолго до этого выражались немало правильных идей. Да, английский ученый Вильям Гершель (1738—1822) первый указал путь к решению задачи о строении мира зрение, которое заключается в подсчете зрение на одинаково малых участках, выбранных в разных местах неба.

Постепенно выяснилось, что зари Млечного Пути — светлой серебристой полосы, которая оперизуе все небо1, - это основная часть нашей очень сплющенной звездной системы — Галактики. Поскольку полоса Млечного Пути оперизуе небо по большому кругу, то мы находимся вблизи его плоскости, которую называют галактич­ною. Дальше всего Галактика протягивается вдоль этой плоскости. В перпендикулярном к ней направлении густота зрение быстро зменшу­ється, следовательно, Галактика в этом направлении протягивается не так далеко.

Наблюдаемая структура Млечного Пути (рис. 81) отчасти предопределена реальным розмищеням слабых (то есть далеких) зрение, из которых он состоит, отчасти тем, что местами их заступа­ють тучи космической пыли. Такую темную тучу можно заметить возле зари Денеб в созвездии Лебедя, где начинается разделение Мо­лочного Пути на две ветки, которые соединяются в южном полушарии неба. Это позирне раздвоение вызвано нагромождением косміч­ного пыли, которая заступает часть самых ярких мест Млечного Пути, в том числе и те, которые находятся в созвездиях Скорпиона и Стрелеца.

Иногда ошибочно говорят, что Млечный Путь — это и есть наша Галактика. Млечный Путь — видимое на небе светлое кольцо, а наша Галактика — это громадный звездный остров (рис. 83). Большинство ее зрение находится в полосе Млечного Пути, однако ими она не исчерпывается. В Галактику входят зори всех сузір'­їв.

Древние греки назвали ее «галаксиао, то есть молочный круг (от слова гал а — молоко).

Подсчитано, что на всем небе количество зрение 21-ї величины и более ярких составляет около 2-Ю9, но это лишь небольшая часть звездного «населения» нашей звездной системы — Галакти­ки.

Размеры Галактики определили за размещением зрение, которые видно на больших расстояниях. Это цефеиди и горячие сверхгиганты. Диаметр Галактики можно взять приблизительно на 30 000 пк, или 100 000 світло­вих лет, однако четкой границы у нее нет, поскольку звездная густота в Галактике постепенно сводится на нет.

В центре Галактики находится ядро диаметром 1000— 2000 пк— огромное плотнящее скопление зрение. Оно размещено от нас на расстоянии почти 10 000 пк (30 000 световых лет) чу направлении созвездия Стрелеца, но почти полностью спрятано от нас завесой туч космической пыли.

В состав ядра Галактики входят многие красные гиганты и короткопериодичних цефеид. Зори верхней части главной последовательности, особенно сверхгиганты и классические цефеиди, составляют младшее население. Оно размещается дальше от центра и образует сравнительно тонкий слой, или диск. Среди зрение этого диска содержатся пылевая материя и тучи газа. Субкарлики и гиганты образуют вокруг ядра и диска Галактики сферическую систему.

По аналогии к другим зоря­них систем, о которых будет идти речь в § 29, можно считать, что в диске нашей Галактики имеют існу­вати спиральные ветки, которые выходят из ядра и на концах всходят на­нівець (рис. 84). Для таких веток характерные горячие сверхгиганты и классические цефеиди. Однако точное по­ложення и форма спиральных веток в нашей Галактике еще не выяснена.

Связь между принадлежностью зрение к той или другой последовательности и размещением их в пространстве відо­бражає отличия условий и времени образования зрение.

2. Звездные скопления и асоціа­ції. В некоторых местах на небе в телескоп, а кое-где даже не­озброєним глазом можно различить тесные группы зрение, связанных взаєм­ним притяжением, - или звездные скуп­чення. Различают два вида звездных скоплений: рассеянные и кульо­ві. Сравним их свойства. Рассеянные скопления (рис. 85) состоят обычно из десятков или сотен зрение главной послі­довності и сверхгигантов со слабой концентрацией к центру.

Пулевые скопления (рис. 86) состоят из десятков или сотен ти­сяч зрение главной последовательности и красных гигантов. Иногда к ним входят короткопериодични цефеиди.

Размер рассеянных скоплений — несколько парсеков. Это, например, скопление Гиади и Плеяды из созвездия Тельца. Если на скопление Плеяды навести телескоп, то вместо группы из 6 зрение, видимых не­озброєним глазом, в поле зрения телескопа увидим брильянтовий россыпь зрение. Размер пулевых скоплений с сильной концентрацией зрение к центру — десятки парсеков. Все они далеки от нас и в слабый телескоп их видно как туманные пятна.

Диаграммы «цвет — свитнисть» для зрение пулевых и рассеянных скоплений разные. И помогают различать тип звездного скуп­чення. В состав рассеянных скоплений входят также газ и пил (см. рис. 85), которые не наблюдаются в пулевых звездных скуп­ченнях.

Расстояния к ближайшим пулевым скоплениям определяют за короткопериодичними цефеидами, что входят в их состав, порівню­ючи их видимую звездную величину с известной для них абсолютной звездной величиной.

Чтобы определить расстояния к рассеянным скоплениям, составляют для их зрение диаграмму «цвет — видимая звездная величина» и сравнивают ее с диаграммой «цвет — абсолютная звездная величина». Это дает возможность найти разницу между видимой и абсолютной величинами для зрение
одного и того же цвета, а отсюда — расстояние к зрение скопления.

Известно свыше 100 пулевых и сотни рассеянных скоплений, но в Галактике рассеянных скоплений должен быть десятки тысяч. Мы видим только ближайшие из них.

На небе наблюдаются рассеянные группы горячих сверхгигантов, которых советский ученый, академик В. А. Амбарцумян назвал 0-асоціаціями. их зори далеки одна от другой и не всегда утриму­ються взаимным притяжением, как в звездных скоплениях. 0-асоціації также характерные для населения спиральных веток.

3. Движения зрение в Галактике. В древности зори не случайно нази­вали «неподвижными». Лишь в XVIII ст. было обнаружено очень повіль­не перемещение Сириуса среди зрение, заметное при сравнении Точных измерений его положения, сделанных с промежутком времени несколько деся­тиліть.  Собственным движением зари  называется ее видимое угловое смещение по небу за один год на фоне слабых далеких зрение. Оно виражаєть­ся долями секунды дуги за год.

Лишь заря Барнарда проходит за год дугу 10", что за 200 лет будет составлять 0,5°, или видимый поперечник Луны. За это зорю Барнарда назвали «летучей».

Собственные движения зрение в наше время определяют, сравнивая фотографии выбранного участка неба, сделанные на одном и том же теле­скопі через годы и даже десятилетия.

В силу того, что заря двигается, ее положение на фоне более отдаленных зрение за это время несколько изменяется. Смещения зари на фотографиях измеряют с помощью специальных микроскопов. Его удается оценить лишь для сравнительно близких зрение.

Но если расстояние к заре неизвестно, то ее собственное движение мало что говорит о настоящей скорости зари. Например, пути, пройденные зорями за год (рис. 87), могут быть разными: S1A, S2С, а соответствующие им собственные движения (m) — одинаковыми. Скорость зари в пространстве можно рассматривать как векторную сумму двух компо­нентів, один из которых направлен вдоль луча зрения, второй — -перпендикулярний к нему. Первый компонент — это лучевая, Второй — тангенциальная скорость. Собственное движение зари визначаєть­ся лишь тангенциальной скоростью и не зависит от промене­вої.

Чтобы вычислить тангенциальную скорость ут в километрах за се­кунду, нужен ut в радианах за год умножить на расстояние к заре D в километрах и разделить на число секунд в году. Но поскольку на практике ц всегда определяют в секундах дуги, а О — в парсеках, то для обчи­слення ут в километрах имеем формулу

ut = 4,74 m D

Скорости зрение относительно Сон­ця (или Земли) обычно ста­новлять десятки километров за секунду.

4. Рух Солнечной системы. В начале XIX ст. В. Гершель за собственными движениями немногих близких зрение установило, что від­носно них Солнечная система ру­хається в направлении созвездия Лиры и Геркулеса. Направление, в котором двигается Солнечная система, на­зивається апексом движения. Впоследствии, когда за спектрами начали определять лучевые скорости зрение, вывод Гершеля подтвердился. В направлении апекса зори приближаются к нам в среднем со скоростью 20 км/с, а в противоположном направлении с такой же скоростью отдаляются от нас.

Следовательно, Солнечная система двигается в направлении созвездий Лиры и Геркулеса со скоростью 20 км/с относительно соседних зрение.

Зори, близкие друг к другу на небе, в пространстве могут размещаться далеко одна от другой и двигаться с разными швид­костями. Потому через тысячелетие вид созвездий имеет очень змінити­ся в результате собственных движений зрение (рис. 88).

5. Вращение Галактики. Все зори Галактики вращаются нав­коло ее центра. Угловая скорость вращения зрение во внутренней области Галактики приблизительно одинаковая, а внешние ее части вращаются медленнее. Этим вращение зрение в Галактике відріз­няється от вращения планет в Солнечной системе, где и угловая, и линейная скорости с увеличением радиуса орбиты быстро змен­шуються. Это отличие связано с тем, что ядро Галактики не превышает ее массы так, как Солнце в Солнечной системе.

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