Астраномія
Выдавец: Выдавецтва БДУ
Памер: 224с.
Мінск 2003
Рыс. 26.7. Адносныя памеры белага карліка і нейтроннай зоркі
ЗОРКІ
зарэгістравана рэнтгенаўскае і гама-выпрамяненне.
Калі ў нетрах зоркі адсутнічаюць сілы, якія процідзейнічаюць яе сцісканню пад дзеяннем сіл гравітацыі, то зорка і далей будзе
сціскацца. Шчыльнасць рэчыва будзе прадаўжаць павялічвацца.
У выніку масіўная зорка на заключным этапе сваёй эвалюцыі ператвараецца ў аб’ект, які нястрымна сціскаецца, — чорную дзіру (рыс. 26.8). Поле прыцягнення на мяжы чор-най дзіры настолькі вялікае, што сігналы ад гэтага аб’екта не выходзяць за яго межы (ад-сюль паходзіць яго назва). Іншымі словамі: гравітацыйнае поле чорнай дзіры настолькі магутнае, што нават святло не можа яго пера-адолець.
Крытычны радыус, да якога павінна сціснуцца зорка, каб ператварыцца ў чорную дзіру, называецца гравітацыйным радыусам (г) ці радыусам Шварцшыльда. Для масіўнай зоркі г складае некалькі дзесяткаў кіламетраў і раз-лічваецца па формуле:
Рыс. 26.8. Адносныя памеры нейтроннай зоркі і чорнай дзіры
2GM
164
ЗОРКІ
Рыс. 26.9. Схема чорнай дзіры ў падвойнай сістэме
дзе G— гравітацыйная пастаян-ная, М— маса зоркі, с— ско-расць святла.
3 тэорыі адноснасці выні-кае, што рэчыва павінна быць сціснута ў мікраскапічна ма-лым аб’ёме ў цэнтры чорнай дзіры. Гэты стан называецца сінгулярнасцю. Мяжу чорнай дзіры называюць гарызонтам падзей.
VII
Паколькі чорныя дзіры непасрэдна назіраць нельга, пошукі іх звязаны з вялікімі цяжкасцямі. Часцей за ўсё іх выяўляюць двума спосабамі. Па-першае, калі чорная дзіра ўтварылася ў падвойнай сістэме зорак, то яе месцазнаходжанне можна вызначыць па абара-чэнні другога кампанента вакол «пустога месца» (рыс. 26.9). Па-дру-гое, пры падзенні рэчыва на чорную дзіру павінна ўзнікаць магут-нае рэнтгенаўскае выпрамяненне. Крыніцы такога выпрамянення (Лебедзь Х-1, Скарпіён Х-1 і інш.) зарэгістраваны як «кандыдаты» ў чорныя дзіры. Схематычна чорную дзіру можна ўявіць наступным чынам: гравітацыйнае поле нябачнай чорнай дзіры захоплівае паток газу ад знешніх слаёў блакітнага звышгіганта; паблізу ад чорнай дзіры газ моцна разаграецца і становіцца крыніцай электрамагніт-нага выпрамянення ў рэнтгенаўскім і гама-дыяпазоне.
Чорныя дзіры таксама могуць існаваць і назірацца як аб’екты, што пастаянна ўзаемадзейнічаюць з рэчывам у ядрах галактык і квазарах.
Пытанні і практыкаванні
1. Чым адрозніваюцца фізічныя пераменныя зоркі ад зацьменна-пера-менных зорак? 2. Якая прычына пульсацый цэфеід? 3. Чым адрозніваецца новая зорка ад Звышновай? 4. Як часта назіраюцца новыя і звышновыя зоркі? 5. Як утварылася Крабападобная туманнасць? 6. Якія прычыны выбуху новых і звышновых зорак? 7. Чаму нейтронныя зоркі называюць пульсарамі? 8. Растлумачце механізм радыёвыпрамянення пульсара. 9. Які аб’ект называюць чорнай дзірой? Якія ўласцівасці характэрныя ддя чорнай дзіры?
VIII
РАЗДЗЕЛ
Будова
і эвалюцыя Сусвету
§ 27.
НАША ГАЛАКТЫКА
1. Структура Галактыкі. На асеннім начным небе ў ясную бяз-месячную ноч з захаду на ўсход праз зеніт (шыроты Беларусі) цяг-нецца добра прыметная святлівая паласа — Млечны Шлях. Ста-ражытныя грэкі Млечны Шлях назвалі Галактыкай (ад грэчаскага слова «гала» — малако). Яшчэ Галілео Галілей у 1609 г. у тэлескоп выявіў, што Млечны Шлях складаецца з велізарнай колькасці сла-бых зорак.
Млечны Шлях праходзіць праз абодва паўшар’і па вялікім кру-зе нябеснай сферы (рыс. 27.1). Лінія, якая ідзе ўздоўж сярэдзіны Млечнага Шляху, называецца галактычным экватарам. а плоскасць, якая яго ўтварае, — галактычнай плоскасцю. Галактычная плоскасць нахілена да плоскасці нябеснага экватара пад вуглом 63°.
Трэба разумець, што тэрмін «Галактыка» адносіцца да зорнай сістэ-мы, а тэрмін «Млечны Шлях» — да яе святлівай праекцыі на неба.
Колькасныя падлікі зорак у розных напрамках ад галактычнага экватара распачаў У. Гершэль у 70-х rr. XVIII ст. Выбарачныя падлікі паказалі, што колькасць зорак рэзка памяншаецца па абодва бакі ад галактычнай плоскасці. Далейшымі даследаваннямі было ўстаноўле-на, што ўсе зоркі неба ўтвараюць адзіную зорную сістэму. У Млеч-
Рыс. 27.1. Млечны Шлях
166
БУДОВА I ЭВАЛЮЦЫЯ СУСВЕТУ
Рыс. 27.2. Будова нашай Галактыкі
ным Шляху засяроджана пера-важная колькасць зорак Галак-тыкі — велізарнай зорнай сістэ-мы, якая мае форму плоскага лінзападобнага дыска (рыс. 27.2) папярочнікам каля 30 і таўшчы-нёй каля 4 кпк (ці адпаведна каля 100 і 12 тыс. светлавых гадоў). Шарападобнае патаўш-чэнне ў сярэдзіне дыска атры-
VIII
мала назву балдж (ад англійскага bulge — уздуцце). Найбольш шчыльная і кампактная цэнтральная частка нашай Галактыкі, раз-мешчаная ў сузор’і Стральца, называецца ядром. Зорны дыск Галак-тыкі мае структуру ў выглядзе спіральных галін (рукавоў).
Частка зорак нашай Галактыкі не ўваходзіць у склад дыска, а ўтварае сферычную састаўляючую — зорнае гало, радыус якога не менш за 20 кпк. Гало абкружае вельмі разрэджаная і вялікая па памерах (50—60 кпк) знешняя частка Галактыкі — карона.
Сонечная сістэма ў Галактыцы знаходзіцца далёка ад цэнтра, на адлегласці 10 кпк, і ляжыць амаль у галактычнай плоскасці. Зор-ны склад Галактыкі вельмі разнастайны. Па хімічным саставе, уз-росце і характары арбіт зоркі ўмоўна падзялілі на два «насельніц-твы». Да насельніцтва I адносіцца большая частка зорак класаў О, В, A, F, L, якія знаходзяцца на галоўнай паслядоўнасці; большая частка зорак-гігантаў; белыя карлікі і планетарныя туманнасці. Узрост гэтых аб’ектаў — парадку некалькіх мільярдаў гадоў. Насель-ніцтва I запаўняе дыск Галактыкі (больш маладыя аб’екты звяза-ны са спіральнымі галінамі). Гэта маладыя гарачыя зоркі, іх ско-пішчы, доўгаперыядычныя цэфеіды, новыя і звышновыя зоркі, газ, пыл. У гало пераважаюць аб’екты насельніцтва II: шаравыя зорныя скопішчы, чырвоныя звышгіганты, субкарлікі, зоркі з дэ-фіцытам цяжкіх элементаў. Гэта «старое насельніцтва» Галактыкі, яго ўзрост — парадку 15 млрд гадоў. У цэнтральных зонах Галак-тыкі засяроджаны чырвоныя гіганты, звышгіганты і зоркі-карлікі класаў М і К. Бліжэй да цэнтра Галактыкі выяўлены патокі
шчыльнага гарачага газу, які расшыраецца са скорасцю 100—200 км/с. У самым цэнтры Галактыкі ў межах 1 пк знаходзяцца кропкавыя крыніцы радыё-, інфрачырвонага і рэнтгенаўскага выпрамяненняў.
2. Зорныя скопішчы. Структурнымі састаўляючымі Галактыкі з’яўляюцца зорныя скопішчы. Зорныя скопішчы — гэта гравітацый-на звязаныя групы зорак, якія маюць агульнае паходжанне. Зор-ныя скопішчы рухаюцца ў полі прыцягнення Галактыкі як адзінае
цэлае.
167
Па знешнім выглядзе яны падзяляюцца на рассеяныя і ша-равыя.
Рассеянае зорнае скопішча — гэта адносна няшчыльная група зорак няправільнай формы, якая ўтрымлівае ад некалькіх соцень да некалькіх тысяч зорак. Найблі-жэйшыя да нас рассеяныя зорныя скопішчы — Плеяды і Гіяды — знаходзяцца ў сузор’і Цяльца. Простым вокам можна распа-знаць у Плеядах 5—7 слабых зо-
Рыс. 27.3. Рассеянае зорнае скопішча Плеяды ў сузор'і Цяльца; яго галоў-ныя зоркі асвятляюць навакольную ту-маннасць
рачак, размешчаных у выглядзе
маленькага коўшыка (рыс. 27.3). Скопішча Гіяды не такое кампакт-нае, але ўтрымлівае больш яркія зоркі. Цяпер вядома каля 1200 рас-сеяных зорных скопішчаў. Усе яны канцэнтруюцца ў галактычнай плоскасці і, як і іншыя аб’екты плоскай састаўляючай Галактыкі, удзельнічаюць у абарачэнні вакол яе цэнтра. Агульная ж колькасць рассеяных скопішчаў у Галактыцы ацэньваецца ў 2-104.
Шаравыя зорныя скопішчы маюць сферычную ці эліпсаідаль-ную форму, у іх налічваюць ад дзесяткаў тысяч да мільёнаў зорак. Дыяметры такіх зорных скопішчаў знаходзяцца ў межах ад 20 да 100 пк. Прасторавая канцэнтрацыя зорак рэзка ўзрастае да цэнт-ра скопішча і дасягае дзесяткаў тысяч у кубічным парсеку (у на-ваколлі Сонца — 0,13 пк-3). Шаравыя скопішчы ўтвараюць пра-цяглае гало вакол цэнтра Галактыкі. Усяго ў Галактыцы адкрыта каля 130 шаравых скопішчаў, а іх агульная колькасць дасягае прыблізна 500. Зорнае насельніцтва шаравых скопішчаў склада-ецца з зорак, эвалюцыя якіх даўно скончылася, — чырвоных гігантаў і звышгігантаў. Шаравыя скопішчы нашай Галактыкі —
VIII
адны з найстарэйшых. Іх узрост складае 10 -=- 15 млрд гадоў. У шаравых скопіш-чах сустракаюцца пераменныя пуль-суючыя зоркі, што дае магчымасць вызначыць адлегласць да іх. Часта здаецца, што ў цэнтры скопішча зоркі зліваюцца ў адзінае цэлае (рыс. 27.4), але на самай справе гэта ўсяго толькі аптычны эфект. Паміж зоркамі да-статкова свабоднай прасторы, і яны ніякім чынам не могуць сутыкацца адна з адной.
Рыс. 27.4. Шаравае зорнае скопішча NGC 6205 у сузор'і Геркулеса
168
БУДОВА I ЭВАЛЮЦЫЯ СУСВЕТУ
Рыс. 27.5. Прасторавая (V), прамянёвая (V^) і тангенцыяльная (V{) скорасці
тыках зорныя асацыяцыі падобныя
Акрамя зорных скопішчаў, адрозніваюць яшчэ адзін тып груповак маладых зорак — зор-ныя асацыяцыі. Гэты тэрмін у 1947 г. увёў савецкі акадэмік В. А. Амбарцумян для разрэджа-ных груп гарачых зорак высо-кай свяцільнасці спектральных класаў О і В. Некаторыя зоркі ў асацыяцыях настолькі маладыя, што яшчэ канчаткова не сфармі-раваліся. Па сваіх характарыс-на вялікія вельмі маладыя рас-
VIII
сеяныя скопішчы, але з меншай канцэнтрацыяй зорак да цэнтра. Памеры асацыяцый ад 30 да 200 пк, а колькасць зорак дасягае не-калькіх соцень. Узрост асацыяцый ацэньваецца ў некалькі мільёнаў гадоў, і яны назіраюцца ўнутры магутных газапылавых комплексаў. Прыкладам можа служыць туманнасць Арыёна.
3. Рух зорак. У 1718 г. англійскі астраном Эдмунд Галей параўнаў месцазнаходжанні зорак, якія назіраліся ў яго час, з тымі, што былі прыведзены ў каталогах Гіпарха (П ст. да н. э.). Вучоны заўважыў зрушэнне яркіх зорак Сірыус і Працыён на 0,7°, зоркі Арктура больш чым на Г. На аснове гэтага факта быў зроблены вывад аб прасторавым руху зорак адносна Сонца. Так упершыню было выяў-лена, што зоркі рухаюцца.
Скорасць руху нябеснага аб’екта (зоркі) у прасторы адносна Сонца называецца прасторавай скорасцю дадзенага аб’екта. У агуль-ным выпадку прасторавая скорасць v (рыс. 27.5) накіравана пад не-каторым вуглом да прамяня зроку назіральніка. Вектар прасторавай скорасці раскладзем на дзве састаўляючыя: паралельную прамяню зроку (прамянёвая скорасць vr) і перпендыкулярную прамяню зроку (тангенцыяльная скорасць v^. Модулі прасторавай, тангенцыяльнай і прамянёвай скарасцей звязаны паміж сабой суадносінамі
КНІГІ ОНЛАЙН
