Астраномія
Выдавец: Выдавецтва БДУ
Памер: 224с.
Мінск 2003
v = Jv^ +v^.
Прамянёвая скорасць зоркі вызначаецца па доплераўскім зру-шэнні (47) ліній у яе спектры:
Тангенцыяльную скорасць вызначаюць па зрушэнні зоркі на нябеснай сферы. Такое зрушэнне ў параўнальна блізкіх (да назіраль-ніка) зорак складае некалькі секунд за дзесяткі гадоў:
169
v, = 4,74^, дзе ц — уласны рух (бачнае вуг-лавое зрушэнне зоркі на нябес-най сферы за адзін год). Яно вымяраецца секундамі дугі ў год (рыс. 27.6). Вымярэнні і разлікі паказалі, што боль-
Рыс. 27.6. Вызначэнне тангенцыяльнай скорасці зоркі
шасць зорак, параўнальна блізкіх да Сонца, рухаюцца адносна яго са скарасцямі, якія не перавышаюць 30 км/с. Самы вялікі ўласны
рух мае карлікавая зорка Барнарда: ц = 10,27". Прамянёвая ско-расць гэтай зоркі v = —108 км/с (знак «мінус» паказвае, што зор-ка набліжаецца да Сонца). Тангенцыяльная і прасторавая скорасці
для гэтай зоркі роўныя адпаведна 88,4 і 140 км/с. Пераважная ж большасць вымераных уласных рухаў у зорак складае сотыя і ты-сячныя долі секунды дугі ў год. He выпадкова таму зорку Барнар-да называюць «тая, што ляціць».
Аналіз уласных рухаў зорак прывёў таксама да выяўлення руху Сонца сярод зорак. Высветлілася, што зоркі з найменшымі па велічыні ўласнымі рухамі знаходзяцца на небе ў асноўным
паблізу ад Вегі і Сірыуса, пры-чым тыя, што размешчаны каля Вегі, рухаюцца ў напрамку да Зямлі, а каля Сірыуса — ад яе. 3 гэтага факта У. Гершэль зра-біў вывад пра рух Сонечнай сістэмы ў прасторы адносна зо-рак у напрамку Вегі. Той пункт на нябеснай сферы (а = 270°, 5 =+30°; сузор’е Геркулеса), у напрамку да якога рухаецца Сонца (са скорасцю 19,4 км/с адносна суседніх зорак), назы-ваецца апексам Сонца (ад лац. apex — вяршыня), а дыямет-ральна процілеглы пункт неба называецца сонечны.м анты-апексам. 3 прычыны ўласных рухаў зорак праз дзесяткі ты-сяч гадоў выгляд сузор’яў мяня-ецца (рыс. 27.7).
4. Вярчэнне Галактыкі. Вы-вучэнне прамянёвых скарасцей
Рыс. 27.7. Змены адноснага размяшчэн-ня зорак у «каўшы» Вялікай Мядзведзіцы за 100 тыс. гадоў: a — 50 тыс. гадоў таму; б — у наш час (стрэлкамі паказаны на-прамкі тангенцыяльных скарасцей зорак); в — праз 50 тыс. гадоў
VIII
170
БУДОВА I ЭВАЛЮЦЫЯ СУСВЕТУ
Рыс. 27.8. Траекторыі зорак у Галактыцы (дыск Галактыкі — тонкія лініі, сферычная састаўляючая — патоўшчаныя лініі)
зорак у розных напрамках ад Сонца дало магчымасць сфар-муляваць законы вярчэння Га-лактыкі.
1. Усе зоркі дыска Галактыкі абарачаюцца вакол яе ядра па арбітах, блізкіх да кругавых. Гэта вярчэнне адбываецца па гадзіннікавай стрэлцы, калі глядзець на Галактыку з боку яе паўночнага полюса, які знахо-дзіцца ў сузор’і Валасы Веранікі.
2. Вуглавая скорасць вярчэн-ня памяншаецца па меры адда-лення ад цэнтра. Але гэта па-мяншэнне адбываецца крыху павольней, чым патрабуюць за-коны Кеплера.
VIII
3. Лінейная скорасць вярчэння спачатку ўзрастае з аддаленнем ад цэнтра Галактыкі, дасягае максімуму (каля 250 км/с) на адлегласці Сонца, пасля чаго вельмі павольна памяншаецца.
4. Поўны перыяд абарачэння Сонца вакол ядра Галактыкі складае прыблізна 250 млн гадоў (галактычны год).
5. Зоркі і скопішчы зорак сферычнай састаўляючай Галактыкі рухаюцца па вельмі выцягнутых і нахіленых да плоскасці дыска пад рознымі вугламі арбітах (рыс. 27.8). Такія зоркі маюць адносна Сон-ца вельмі вялікія скорасці (да 200—300 км/с).
Як бачым, рух зорак у Галактыцы нагадвае рух цел Сонечнай сістэмы. Калі вядома скорасць абарачэння і радыус кругавой арбі-ты, то можна ацаніць масу ўнутранай часткі Галактыкі. 3 формулы для кругавой скорасці (гл. § 9) вынікае:
Падставім значэнні г = 2,2-105 м/с, /■ = 2,5-1020 м і G = 6,7х xlO-11 Н м2/кг2 і атрымаем, што М = 1,8Ю41 кг, ці каля 150 млрд мас Сонца. Маса Галактыкі ў межах аб’ёму радыусам 15 кпк ацэньваецца прыблізна ў 200 млрд мас Сонца. 3 улікам астатняй часткі Галак-тыкі яе маса ацэньваецца прыкладна ў 1012 мас Сонца.
Пытанні і практыкаванні
1. Знайдзіце на зорнай карце сузор’і, праз
якія праходзіць Млечны
Шлях. 2. Чаму назіральніку, які знаходзіцца на Зямлі, Млечны Шлях уяў-
ляецца перарывістым і касмыкаватым? 3. Як пабудавана наша Галактыка? 4. Якое месцазнаходжанне Сонечнай сістэмы ў Галактыцы? 5. Чым адроз-ніваюцца зоркі дыска Галактыкі ад зорак гало? 6. Як размеркаваны шара-выя скопішчы ў Галактыцы? Чым яны адрозніваюцца ад рассеяных скопі-шчаў? 7. Як было даказана, што зоркі рухаюцца? 8. Што разумеюць пад прасторавай, прамянёвай і тангенцыяльнай скарасцямі зоркі? 9. Зорка, знаходзячыся на адлегласці 10 пк, мае тангенцыяльную скорасць 20 км/с. За колькі гадоў яна перамесціцца па небе на вуглавы памер Месяца (0,5°)? 10. Якія асаблівасці вярчэння нашай Галактыкі?
28.
_____
МІЖЗОРНЫЯ ГАЗ I пыл
1 Міжзорны газ. Зорнае неба ўтрымлівае шмат туманных аб’ек-таў. Яны бываюць святлівыя і цёмныя, паглынаючыя святло. Шы-рокае выкарыстанне фатаграфіі ў астраноміі дало магчымасць вы-явіць, апісаць і скласці каталогі цёмных туманнасцей.
На фоне светлых зон Млечнага Шляху выразна вылучаюцца цёмныя плямы няправільнай, касмыкаватай формы і розных вугла-вых памераў. Гэтыя цёмныя плямы і зоны даказваюць існаванне паблізу ад галактычнай плоскасці халоднай разрэджанай матэрыі.
У пачатку XX ст. астраномы зарэгістравалі ў спектрах далёкіх зорак вузкія лініі паглынання некаторых хімічных элементаў і най-прасцейшых малекул (Na, Са, К, Ті, CN, СН), якія не ўдзельніча-юць у зруху астатніх спектралыіых ліній, абумоўленым рухам зорак. Гэтыя лініі выклікаюцца паглынаннем святла зорак міжзорнымі элементамі і малекуламі, калі святло зорак праходзіць праз паў-празрыстыя воблакі міжзорнага асяроддзя.
Міжзорнае асяроддзе — гэта рэчыва і палі, якія запаўняюць міжзорную прастору ўнутры Галактыкі. Большая частка масы міжзорнага рэчыва прыпадае на разрэджаны газ і пыл. Асноўны кампанент міжзорнага асяроддзя — міжзорны газ, які складаецца з вадароду (70 % масы) і гелію (28 %). Астатняя частка масы міжзор-нага рэчыва прыпадае на цяжкія хімічныя элементы (О, С, N, Ne, S, Ar, Fe і інш.).
Агульная маса міжзорнага рэчыва нашай Галактыкі (акрамя ка-роны) ацэньваецца ў 2 % ад агульнай масы ўсёй Галактыкі. У залеж-насці ад тэмпературных умоў і шчыльнасці міжзорны газ можа знаходзіцца ў трох розных станах: малекулярным, іанізаваным і атамарным.
Асноўныя звесткі пра міжзорны газ атрыманы радыёастра-намічнымі метадамі пасля таго, як у 1951 г. было выяўлена
172
БУДОВА I ЭВАЛЮЦЫЯ СУСВЕТУ
Рыс. 28.1. Туманнасць выпрамяняе святло, калі яе асвятляе блізка размешчаная яркая зорка
радыёвыпрамяненне нейтраль-нага атамарнага вадароду на хвалі 21 см. Аказалася, што ата-марны вадарод, які мае тэмпера-туру 100 К, утварае ў дыску Га-лактыкі тонкі слой таўшчынёй 200—300 пк, што павялічваец-ца да некалькіх кілапарсекаў на адлегласці 15—20 кпк ад яе цэнтра.
Асноўная частка міжзорнага газу сканцэнтравана ў спіральных галінах Галактыкі, дзе ён размеркаваны таксама нераўнамернф са-браны ў касмыкаватыя ўтварэнні памерамі ў дзесяткі і сотні пар-секаў з сярэдняй канцэнтрацыяй часціц у некалькі атамаў у 1 см3. Каля паловы масы міжзорнага газу ўтрымліваецца, ў гіганцкіх мале-кулярных воблаках/з сярэдняй масай 105 мас Сонца і дыяметрам каля 40 пк. 3-за йізкаігтэмпературы (каля 10 К) і павышанай шчыльнасці (да 103 часціц у 1 см3) вадарод і іншыя элементы ў гэтых воблаках аб’яднаны ў малекулы. Такіх малекулярных воблакаў у Галактыцы налічваецца каля 4000.
Зоны іанізаванага вадароду з тэмпературай 8000—10 000 К выяў-ляюць сябе ў аптычным дыяпазоне як светлыя дыфузныя туманнасці. Іх свячэнне ўзбуджаецца ультрафіялетавым выпрамяненнем блізка размешчаных гарачых зорак (спектральных класаў В і О).
Светлая туманнасць выпрамяняе святло, калі яе асвятляе блізкая
VIII
зорка. Зоркі класаў W, О, В могуць выклікаць іанізацыю атамаў вадароду на адлегласці прыблізна 500 светлавых гадоў.
Дыфузныя туманнасці няправільнай, касмыкаватай формы дасягаюць памераў 10 пк, а іх шчыльнасць вагаецца ад 10“17 да
10 -° кг/м3. Размяркоўваюцца зоны такога іанізаванага вадароду ў плоскай падсістэме Галактыкі (насельніцтва I) і з’яўляюцца пака-
Рыс. 28.2. Вялікая туманнасць Арыёна
зальнікамі месцаў, дзе ў цяпераш-ні час ідуць працэсы зоркаўтва-рэння. Так, у Вялікай туманнасці Арыёна (рыс. 28.1) пры дапамозе Касмічнага тэлескопа Хабла вы-яўлены пратазоркі, абкружаныя протапланетнымі дыскамі.
Калі блізкія зоркі не такія гарачыя і не могуць іанізаваць вадарод, то туманнасць свеціцца за кошт адлюстравання зорнага святла (рыс. 28.3). Такія туман-
173
насці ўтрымліваюць шмат пылу. Прыкладам такой светлай ту-маннасці з’яўляецца туман-насць у скопішчы Плеяды ў су-зор’і Цяльца (гл. рыс. 27.3).
Некаторыя туманнасці пры назіранні праз фільтр бачацца быццам складзенымі з асобных валокнаў. Такой, напрыклад, з’яўляецца вядомая Крабапа-
Рыс. 28.3. Туманнасць свеціць адбітым святлом блізкай зоркі
БУДОВА I ЭВАЛЮЦЫЯ СУСВЕТУ
добная туманнасць у сузор’і Цяльца (гл. рыс. 26.4), якая лічыцца рэшткамі звышновай зоркі, што ўзарвалася.
Асаблівым тыпам туманнасцей з’яўляюцца планетарныя туман-насці, якія выглядаюць як слаба святлівыя дыскі ці кольцы, што нагадваюць дыскі планет.
Гэтыя туманнасці ўяўляюць сабой святлівую абалонку скінутага чырвоным гігантам на апошняй стадыі сваёй эвалюцыі іанізавана-га газу, якая расшыраецца. У цэнтры планетарнай туманнасці зна-ходзяцца рэшткі загінуўшага чырвонага гіганта — гарачы белы карлік ці нейтронная зорка. Пад дзеяннем унутранага ціску газу планетарная туманнасць расшыраецца прыкладна са скорасцю 20—40 км/с, пры гэтым шчыльнасць газу падае. Гэтыя аб’ектьі аба-гачаюць міжзорнае асяроддзе рэчывам, іх вядома больш за 1200. Планетарная туманнасць Пясочны Гадзіннік (рыс. 28.4) паказвае, якія складаныя працэсы могуць адбывацца на апошняй стадыі эва-люцыі зорак.
2. Міжзорны пыл. У міжзорнай прасторы рассеяны дробныя цвёрдыя часцінкі (металічныя, сілікатныя ці графітавыя) памерамі ад 0,01 да 1 мкм. Тугаплаўкія часцінкі ўтвараюцца і пастаўляюцца ў міжзорнае асяроддзе за кошт
і звышновых зорак, планетарных '
туманнасцей, халодных чыр-воных гігантаў і звышгігантаў.
У міжзорнай прасторы разам з га-зам усюды ёсць пыл. На яго до-лю прыпадае каля 1% ад масы газу.
КНІГІ ОНЛАЙН
