Астраномія
Выдавец: Выдавецтва БДУ
Памер: 224с.
Мінск 2003
Міжзорны пыл, як і міжзор-ны газ, канцэнтруецца ў галак-тычнай плоскасці, утвараючы га-запылавыя воблакі касмыкаватай структуры. У міжзорных воблаках
VIII
Рыс. 28.4. Планетарная туманнасць Пя-сочны Гадзіннік
174
Рыс. 28.5. Воблакі міжзорнага пылу ў напрамку на цэнтр нашай Галактыкі
дробныя пылінкі хутка абраста-юць абалонкамі з найбольш распаўсюджаных элементаў (Н, С, N, О). За мільёны гадоў нават пры нізкай тэмпературы ў абалонках міжзорных пылінак адбываюцца складаныя хімічныя працэсы з утварэннем малекул вады, этылену, сінільнай кісла-ты, этылавага спірту і інш. За-рэгістравана каля 90тыпаў мале-кул, некаторыя з іх утрымліваюць да 13 атамаў.
VIII
Рыс. 28.6. Цёмная туманнасць засланяе святло зорак, якія знаходзяцца на вялікай адлегласці ад Зямлі
3-за пылу самыя шчыльныя газавыя ўтварэнні — малекулярныя воблакі — практычна непразрыстыя і выглядаюць на небе як цём-ныя зоны, амаль без зорак (рыс. 28.5). Такія газапылавыя ўтварэнні называюцца цёмнымі туманнасцямі (рыс. 28.6).
Дзякуючы развіццю пазаатмасфернай астраноміі, з’явілася маг-чымасць назіраць пыл не толькі ў нашай (рыс. 28.7), але і ў суседніх галактыках. У выніку вучоныя прыйшлі да высновы, што ўласці-васці пылу ў Сусвеце мала адрозніваюцца ад уласцівасцей пылінак Млечнага Шляху.
Такім чынам, міжзорны пыл — гэта дробныя цвёрдыя часцінкі няправільнай формы памерам ад 0,01 да 1 мкм. Яны складаюцца з тугаплаўкага ядра і абалонкі з лятучых злучэнняў. Пыл адыгрывае актыўную ролю і ўдзельнічае як істотны кампанент у працэсах, што працякаюць у Сусвейе.
3. Касмічныя прамяні і міжзорнае магнітнае поле. Акрамя раз-рэджанага газу і пылу, у міжзорнай прасторы з вялізнымі скарас-цямі, блізкімі да светлавой, рухаецца вялікая колькасць элементар-ных часціц і ядзер розных атамаў. Патокі гэтых часціц называюць касмічнымі прамянямі. Яны пранізваюнь усю міжпланетную і між-зорную прастору. На пляцоўку ў 1 м2 штосекундна трапляе ў сярэднім каля 10 тыс. розных часціц.
У складзе касмічных пра-мянёў прысутнічаюць электро-ны, ядры гелію і больш цяжкіх элементаў, але ў асноўным пе-раважаюць пратоны (больш за 90 %), якія маюць сярэднюю энергію 1,610—10 Дж. He ўсе
Зямля
Туманнасць
175
часціцы, якія ўтвараюць кас-мічныя прамяні, прыходзяць да нас з глыбінь Сусвету. Шмат з іх нараджаюцца пры ўспышках на Сонцы (гл. § 21).
Асноўнымі крыніцамі кас-мічных прамянёў у Галактыцы з’яўляюцца рэшткі звышновых зорак і пульсары (гл. § 26).
Першае сведчанне існаван-ня міжзорнага магнітнага поля было атрымана італьянскім фізікам Энрыка Фермі і амеры-канскім вучоным Эдвардам Тэ-лерам пры вывучэнні касміч-
Рыс. 28.7. Адзін з комплексаў туманнасцей у сузор'і Арыёна. У цэнтры вылучаецца туманнасць Конская Галава
ных прамянёў.
Электроны, якія ўваходзяць у склад касмічных прамянёў, па-ступова тармозяцца ў магнітным полі, губляючы энергію на вы-прамяненне радыёхваль. Такое выпрамяненне называецца сінхра-тронным. Яно рэгіструецца радыётэлескопамі. Магутнымі крыніцамі сінхратроннага выпрамянення з’яўляюцца рэшткі звышновых зо-
рак. Назіранні паказваюць, што сінхратроннае выпрамяненне пры-ходзіць да нас і з зон міжзорнай прасторы. Гэта азначае, што маг-
нітнае поле існуе і там.
Магнітная індукцыя міжзорнага магнітнага поля невялікая — каля 10—10 Тл. Гэта ў сярэднім у 100 тыс. разоў менш, чым каля па-верхні Зямлі. Лініі індукцыі міжзорнага магнітнага поля ў асноў-ным паралельныя галактычнай плоскасці і, выгінаючыся, ідуць уздоўж спіральных галін Галактыкі. Буйнамаштабныя магнітныя палі выяўлены і ў іншых галактыках.
VIII
Пытанні і практыкаванні
1. Што разумеюць пад міжзорным асяроддзем? Чым яно запоўнена?
2. Якая маса міжзорнага рэчыва нашай Галактыкі? 3. Што разумеюць пад туманнасцямі? Назавіце асноўныя віды туманнасцей. Чаму адны ту-маннасці — светлыя, іншыя — цёмныя? 4. Што ўяўляе сабой міжзорны пыл? 5. 3 якіх назіранняў можна зрабіць вывад пра існаванне міжзор-нага пылу? 6. Якое паходжанне газапылавых туманнасцей і малекуляр-ных воблакаў? 7. Што ўяўляюць сабой касмічныя прамяні? Якія яны маюць уласцівасці? 8. Ахарактарызуйце міжзорнае магнітнае поле. Чаму яно называецца сінхратронным?
176
БУДОВА I ЭВАЛЮЦЫЯ СУСВЕТУ
§29.
ЗОРНЫЯ СІСТЭМЫ — ГАЛАКТЫКІ
1. Тыпы галактык. У 1924 г. пры дапамозе буйнейшага на той час тэлескопа (абсерваторыя Маўнт-Вілсан, ЗША) Эдвін Хабл устанавіў, што туманнасць Андрамеды ўтворана мноствам зорак, якія зліваюцца ў суцэльную туманную пляму з прычыны велізар-най аддаленасці. Большасць іншых вядомых туманнасцей аказа-ліся такімі ж аддаленымі гіганцкімі сістэмамі, якія складаюцца з мільёнаў і мільярдаў зорак. Гіганцкія гравітацыйна звязаныя сістэмы зорак і міжзорнага рэчыва, размешчаныя па-за нашай Галактыкай, сталі называць галактыкамі. Сучасныя магутныя тэлескопы зрабілі даступнай рэгістрацыю соцень мільярдаў га-лактык.
Фотаздымкі паказалі, што галактыкі адрозніваюцца па знешнім выглядзе і структуры. Хабл прапанаваў класіфікацыю галактык па форме. Пазней яго класіфікацыя стала асновай сучаснай класіфі-кацыйнай схемы. Згодна з сучаснай класіфікацыяй, адрозніваюць галактыкі наступных асноўных тыпаў: эліптычныя (Е), спіральныя (S), няправільныя (Іг) і лінзападобныя (SO) (рыс. 29.1).
VIII
Рыс. 29.1. Класіфікацыя галактык Э. Хабла
Рыс. 29.2. Эліптычная галактыка М87 у сузор'і Дзевы
Эліптычныя галактыкі ў праек-цыі на нябесную сферу выгляда-юць як кругі ці эліпсы (рыс. 29.2). Колькасць зорак у іх плаўна па-мяншаецца ад цэнтра да краю. Зоркі верцяцца ў такой сістэме ў розных плоскасцях. Самі эліп-тычныя галактыкі верцяцца вельмі павольна. Яны ўтрымліва-юць толькі жоўтыя і чырвоныя зоркі, практычна не маюць газу, пылу і маладых зорак высокай свяцільнасці. Фізічным характа-рыстыкам гэтых галактык уласці-вы дастаткова шырокі дыяпазон: дыяметры галактык — ад 5 да 50 кпк, масы — ад 10б да 1013 мас Сонца, свяцільнасці ад 106 да 1012 свяцільнасцей Сонца. Каля 25 % вывучаных галактык нале-жаць да эліптычнага тыпу.
Каля паловы вывучаных га-
лактык адносяцца да спіральнага тыпу. Спіральныя галактыкі —
177
Рыс. 29.3. Спіральныя галактыкі: a — М 81; б — М 51; в — NGC 2997
БУДОВА I ЭВАЛЮЦЫЯ СУСВЕТУ
гэта моцна сплясканыя сістэмы з цэнтральным ушчыльненнем (у якім знаходзіцца ядро галактыкі) і з заўважанай спіральнай структу-рай. Памеры гэтых галактык дасягаюць 40 кпк, а свяцільнасці — 10" свяцільнасцей Сонца. У дыску, які абкружае ўшчыльненне, ёсйь дзве ці болей касмыкаватыя спіральныя галіны (рыс. 29.3). Так, да хаблаўскіх тыпаў спіральных галактык адносіцца галакты-ка М 81 тыпу Sa — сістэма з туга закручанымі спіральнымі галі-намі, шарападобная частка якой яркая і працяглая (рыс. 29.3, а). Га-лактыка М 51 адносіцца да тыпу Sb, мае больш магутныя і выразныя спіралі, яе цэнтральная частка менш вылучаецца (рыс. 29.3, б). Га-лактыка NGC 2997 тыпу Sc — сістэма з развітой касмыкаватай спіральнай структурай, шарападобная частка якой слаба пра-
глядаецца на агульным фоне (рыс. 29.3, в). Прыкладна ў пало-вы спіральных галактык у цэнт-ральнай частцы ёсць амаль пра-мая зорная перамычка — бар, ад якой пачынаюць закручвацца спіральныя рукавы (рыс. 29.4). Такія галактыкі называюцца спі-ральнымі з перамычкай.
У спіральных галінах галак-тык засяроджаны самыя яркія і маладыя зоркі, яркія газапыла-выя туманнасці, маладыя зорныя скопішчы і комплексы. Таму спіральны ўзор выразна бачны нават у далёкіх галактык, хоць на
VIII
Рыс. 29.4. Спіральная галактыка з пера-мычкай (барам) NGC 1365
12. Зак. 1772.
178
БУДОВА I ЭВАЛЮЦЫЯ СУСВЕТУ
Рыс. 29.5. Галактыка туманнасць Андрамеды
долю спіральных рукавоў прыпа-дае ўсяго некалькі працэнтаў масы ўсёй галактыкі. Наша Га-лактыка з’яўляецца спіральнай. Найбліжэйшая зорная сістэма, падобная па структуры і тыпу на нашу Галактыку, — гэта туман-насць Андрамеды (рыс. 29.5). Святло ад гэтай галактыкі да-ходзіць да нас прыблізна за 2 млн гадоў.
Да няправільных галактык ад-носяць маламасіўныя галактыкі
няправільнай структуры. У іх не назіраюцца выразнае ядро і вяр-чальная сіметрыя. Бачная яркасць такіх галактык ствараецца мала-дымі зоркамі высокай свяцільнасці і зонамі іанізаванага вадароду. Масы няправільных галактык складаюць ад 108 да 1010 мас Сонца, памеры гэтых галактык дасягаюць 10 кпк, а свяцільнасці іх не пе-равышаюць 1010 свяцільнасцей Сонца. У такіх галактыках утрымлі-ваецца шмат газу — да 50% іх агульнай масы.
Найбліжэйшымі да нас яркімі няправільнымі галактыкамі з’яў-ляюцца Магеланавы Воблакі (Вялікае і Малое). Яны маюць выгляд
VIII
двух туманных воблачкаў, якія серабрыста свецяцца ў добрае на-двор’е на начным небе. Яны размешчаны ў Паўднёвым паўшар’і і таму нябачныя з тэрыторыі Беларусі. Вялікае Магеланава Вобла-ка (рыс. 29.6), якое мае дыяметр 7 кпк, знаходзіцца ад нас на ад-легласці 52 кпк. Некаторыя астраномы выказваюць меркаванне, што ў гэтай няправільнай галактыцы можна распазнаць зародкі спіраль-най структуры.
Лінзападобныя галактыкі знешне (калі бачныя плазам) вельмі падобныя на эліптычныя, але маюць сплясканы зорны дыск. Па структуры яны падобныя на спіральныя галактыкі, але не маюць
Рыс. 29.6. Вялікае Магеланава Вобла-ка — адна з блізкіх да нас галактык
плоскай састаўляючай і спіраль-ных галін. Ад спіральных галак-тык, якія назіраюцца з рабра, лінзападобныя галактыкі адроз-ніваюцца адсутнасцю паласы цёмнай матэрыі. Нямецкі астра-ном Карл Шварцшыльд прапанаваў тэорыю, згодна з якой лінзапа-добныя галактыкі могуць утварац-ца са спіральных у працэсе «вы-мятання» газапылавой матэрыі.
179
Галактыкі характарызуюцца паказчыкам сціскання е:
_ 10(q-/>)
a
дзе a — вялікая і b — малая паўвосі галактыкі.
Паказчык сціскання дапісваецца за літарай, якая абазначае тып галактыкі, напрыклад ЕЗ, Е5. Сферычная галактыка мае паказчык сціскання 0. У спіральных галактык паказчык заўсёды большы за сем, а ў эліптычных заўсёды меншы за сем.
2. Адлегласці да галактык. Закон Хабла. Адлегласці да найблі-жэйшых галактык вызначаюцца па ацэнках бачных зорных велічынь цэфеід (гл. § 26). Для доўгаперыядычных цэфеід устаноўлена залеж-насць «перыяд ваганняў — свяцільнасць». Пры дапамозе гэтай за-лежнасці вызначаюць абсалютную зорную велічыню па працягласці ваганняў бляску: чым карацейшы перыяд ваганняў бляску, тым сла-бейшая цэфеіда па абсалютнай зорнай велічыні. Адлегласць г выліч-ваецца па формуле:
КНІГІ ОНЛАЙН
