Астраномія
Выдавец: Народная асвета
Памер: 151с.
Мінск 1977
Падлічана, што лік зорак 21ай велічыні і ўсіх больш яркіх складае каля 2• 109. Безумоўна, гэта далёка не вычэрпвае зорнае «насельніцтва» нашай зорнай сістэмы — Галактыкі. Маса Галактыкі ацэньваецца па яе вярчэнню (гл. § 30) і складае каля 2Я011 мас Сонца.
Контуры Галактыкі былі намечаны па размяшчэнню ў прасторы зорак, якія можна бачыць да найбольш далёкіх адлегласцей. Гэта цэфеіды і гарачыя звышгіганты.
У ц^нтры Галактыкі знаходзіцца яе ядро, велізарнае згушчанае скапленне зорак дыяметрам 1000—2000 пс. Яно размешчана ад нас на адлегласці амаль 10 000 пс (30 000 светавых гадоў) у напрамку сузор’я Стральца, але амаль цалкам схавана ад нас заслонай воблакаў касмічнага пылу (рыс. 92). У склад ядра Галактыкі ўваходзіць многа чырвоных гігантаў і кароткаперыядычных цэфеід. Зоркі верхняй часткі галоўнай паслядоўнасці, а асабліва звышгіганты і класічныя цэфеіды складаюць больш маладое насельніцтва. Яно размяшчаецца далей ад цэнтра і ўтварае сплюшчаную сістэму. Сярод зорак гэтай сплюшчанай сістэмы ў форме тонкага дыска размешчана пылавая матэрыя.
Зоркі, якія належаць да паслядоўнасці субкарлікаў на дыяграме «колер — свяцімасць», утвараюць разрэджаную карону вакол ядра і дыска Галактыкі.
108
91. Выгляд Млечнага Шляху для няўзброенага вока.
92. Фатаграфія ўчастка Млечнага Шляху ў сузор'і Стральца.
2. Зорныя скапленні і асацыяцыі. Адрозніваюць два тыпы зорньіх скапленняў: рассеяныя і шаравыя. Супаставім іх уласцівасці. Рассеяныя, ці галактычныя, скапленні складаюцца звычайна з лзесяткдў або .соцень зоргк^^ і звышпгантаў.са слабай канцэнтрацыяй да цэнтра. Шаравыя скапленні складаюцца з дзесяткаў або соцень тысяч зорак галоўнай паслядоўнасці і чырвоных гігантаў. Іншы раз яны змяшчаюць пераменныя — кароткаперыядычныя цэфеіды.
Размер рассеяных скапленняў —некалькі парсекаў. Прыклад іх —скапленні Гіяды і Плеяды ў сузор’і Цяльца. Калі на Плеяды навесці тэлескоп, то замест кучкі з 6 зорак, бачных простым вокам, у полі зроку тэлескопа мы ўбачым брыльянтавы россып зорак. Размер шаравых скапленняў з моцнай канцэнтрацыяй зорак да цэнтра — дзесяткі парсекаў. Яны ўсе далёкія ад нас і нават у слабы тэлескоп маюць выгляд туманнай плямы (рыс. 93, а, б). Дыяграма «колер — свяцімасць» для зорак шаравых і галактычных скапленняў розная. Гэта і дапамагае адрозніваць тып скаплення.
Адлегласці да найбліжэйшых шаравых скапленняў вызначаюць па кароткаперыядычных цэфеідах, якія знаходзяцца ў іх складзе, параўноўваючы іх бачную зорную велічыню з вядомай для іх’ абсалютнай зорнай велічынёй.
Адлегласці да рассеяных скапленняў вызначаюць, будуючы для іх зорак дыяграму «колер — бачная зорная велічыня» і супастаўляючы яе з дыяграмай «колер — абсалютная велічыня». Веданне рознасці паміж бачнай і абсалютнай велічынямі для зорак аднаго і таго ж колеру дае магчымасць вызначыць адлегласць да зорак скаплення. Вядома больш за 100 шаравых і сотні рассеяных скап
110
94. Схематычнае ізабражэнне Галактыкі:
а _ выгляд з канта з сістэмай шаравых зорных скапленняў (становішча сонечнай сістэмы адзначана крыжыкам); б — у яе плоскасці.
ленняў, але ў Галактыцы апошніх павінна быць дзесяткі тысяч. Мы бачым толькі найбліжэйшыя з іх. Рассеяныя скапленні ляжаць паблізу галактычнай плоскасці, паблізу паласы Млечнага Шляху. Зоркі рассеяных скапленняў належаць да насельніцтва I тыпу. Яны размяшчаюцца ў дыску Галактыкі. Шаравыя скапленні маюць сферычнае размеркаванне, канцэнтруючыся да цэнтра. Самыя далёкія з іх знаходзяцца на граніцах Галактыкі. Яны вось разам з найбольш далёкімі цэфеідамі і вызначаюць яе размер. За дыяметр Галактыкі можна прыняць акруглена 30 000 пс, або 100 000 светавых гадоў, але выразнай граніцы ў яе няма. Зорная шчыльнасць Галактыкі паступова становіцца мізэрна малой.
Па аналогіі з іншымі зорнымі сістэмамі, аб якіх будзе расказана ў § 30, можна лічыць, што ў дыску нашай Галактыкі павінны існаваць спіральныя галіны, якія выходзяць з ядра і сыходзяцца на канцах (рыс. 94, а, б). Для насельніцтва такіх галін характэрны гарачыя звышгіганты, рассеяныя скапленні, у асаблівасці змяшчаючыя гарачыя зоркі, і класічныя цэфеіды.
Аднак на такой адлегласці, на якой ад цэнтра Галактыкі знаходзіцца сонечная сістэма, спіральная структура ў плоскасці Галактыкі павінна страчвацца. Размяшчэнне насельніцтва I тыпу вядома толькі да адлегласці ў 2—3 тысячы парсекаў^ад сонечнай сістэмы, і таму становішча спіральных галін у нашай Галактыцы з надзейнасцю яшчэ не ўстаноўлена.
На небе назіраюцца рассеяныя групы гарачых звышгігантаў, якія савецкі вучоны акадэмік В. А. Амбарцумян назваў Оасацыяцыямі. Зоркі іх далёкія адна ад адной і не ўтрымліваюцца ўзаемным цягаценнем, як у зорных скапленнях. Оасацыяцыі таксама характэрны для насельніцтва спіральных галін.
111
291. Якая адяегласць да шаравога зорнага скаплення, калі ў ім бачна некалькі пераменных— кароткаперыядычных цэфеід? Іх бачная зорная велічыня 15,5, а абсалютная 0,5. Які лінейны дыяметр скаплення, калі яго вуглавы дыяметр 1? Якім на гэтай адлегласці выглядала б наша Сонца?
2. На фатаграфіі Плеяд (рыс. 93,а) вуглавы маштаб 1,2' у 1 мм. Паралакс Плеяд р = 0,15". Вызначце лінейную адлегласць паміж іх дзвюма самымі яркімі зоркамі ў плоскасці фатаграфіі.
28.ДЫФУЗНДЯ МАТЭРЫЯ
1. Міжзорны пыл і цёмныя туманнасці. Мы ўпаміналі, што
В. Я. Струве больш за сто гадоў назад указаў на існаванне міжзорнага паглынання святла. Канчаткова яно было даказана толькі ў 1930 г. Міжзорнае паглынанне святла аслабляе святло зорак * тым больш, чым яны далей ад нас, і тым мацней, чым карацейшая даўжыня хвалі. Таму далёкія зоркі чырванейшыя, чым яны ёсць на самай справе. Такі эфект павінен выклікаць дробны пыл, размеры частачак якога параўналЬйыя'з даўжынёй свётавой...xmt
Даследаванні паказалі, што міжзорны пыл сканцэнтраваны ў вузкім слоі таўшчынёй каля 200—300 пс уздоўж галактычнай плоскасці. Гэты слой складаецца часткова з суцэльнага разрэджанага асяроддзя, часткова з плаваючых у ім воблакаў пылу большай шчыльнасці. У сярэднім на адлегласці ў 1000 пс святло ў плоскасці Галактыкі аслабляецца на 1,5 зорнай велічыні. Прыкладам цёмнай
95. Цёмная пылавая туманнасць «Конская галава», акружаная светлай пылавой
туманнасцю.
туманнасці можа з’яўляцца туманнасць «Конская галава» ў сузор’і Арыёна (рыс. 95).
Памяншэнне бачнага бляску далёкіх зорак не дазваляе дакладна вызначыць адлегласць да іх шляхам параўнання іх абсалютнай зорнай велічыні з бачнай зорнай велічынёй. Прыходзіцца вывучаць нераўнамернае размеркаванне касмічнага пылу, цёмных туманнасцей і ўлічваць іх уплыў.
2. Светлыя пылавыя дыфузныя туманнасці. Калі паблізу ад вялікага пылавога воблака знаходзіцца яркая зоркагігант, то яна асвеціць гэта воблака. Яно, адбіваючы святло зоркі, можа свяціцца даволі прыкметна. Спектр такой туманнасці супадае са спектрам зоркі, якая яго асвятляе. Па вылічэннях акадэміка В. А. Амбарцумяна, дастаткова ярка асветлена зоркамі ўсяго толькі малая доля ўсіх цёмных, пылавых туманнасцей. Існуюць туманнасці, у якіх пыл змешаны з разрэджанЫм газам. Такая туманнасць называецца г а з а п ы л а в о й, іх большасць.
3. Дыфузныя газавыя туманнасці. У сузор’і Арыёна знаходзіцца тыповая газапылавая туманнасць (рыс. 96). Яе відаць (зімой) у моцны бінокль, але толькі фатаграфія выяўляе яе структуру. Газапылавых і чыста газавых разрэджаных дыфузных туманнасцей вядома шмат. Усе яны касмыкаватыя, няправільнай формы, без выразных контураў. Спектр газавых туманнасцей складаецца з яркіх ліній вадароду, кіслароду і іншых лёгкіх may. Некаторыя з газаў знаходзяцца ў такім станё' што даюць спектр, які ніколі не назіраўся ў зямных умовах. Дзве самыя яркія зялёныя лініі спектра туманнасцей доўга прыпісваліся^мяркуемамД хімічнаму элементу «небулію» (што jj3Ha^e_ «^манны^у—які^на^^ толькі ў туманнасцях. Але пасля высветлілася, што гэтыя лініі належаць атаму кіслароду, які страціў два электроны і свеціцца ва ўмовах такой разрэджанасці, якая ў лабараторыі не ажыццявімая. Сапраўды, шчыльнасць газавых туманнасцей каля 10~21— 10—23 г/см3.
Вадарод у туманнасцях амаль поўнасцю іанізаваны. Усе газы туманнасці свецяцца толькі ў тым выпадку, калі ў ёй або паблізу ад яе ёсць вельмі гарачая блакітная зорка з тэмпературай не ніжэй за 25 000° К. Спрамяненне зоркі іанізуе вадарод і іншыя газы туманнасці і прыводзіць іх у свячэнне ў працэсе флуарэсцэнцыі. Газ паглынае ультрафіялетавыя праменні, а спрамяняе ў чырвоных, зялёных і іншых лініях спектра. Калі б гарачая зорка раптам патухла, туманнасць таксама ў хуткім часе перастала б свяціцца.
Газавыя дыфузныя туманнасці ўтвараюнь слой таушчынёй усяго толькі'каля 200 пс у галактычнай плоскасці. Яны таксама належаць да "населБПіцтва Г тыпу, якое характэрна для спіральных галін Галактыкі. Размеры туманнасцей — некалькі парсекаў або некалькі дзесяткаў парсекаў, так што ў іх бывае апушчана некалькі зораі). Унутры іх адбыва'юцца павольныя хаатычныя рухі — турбуленцыя. Многа звестак аб міжзорным газе прыносіць вывучэнне яго радыёспрамянення.
113
96. Дыфузная газапылавая туманнасць у сузор'і Арыёна.
4. Нейтральны вадарод. Паколькі вадарод у светлых туманнасцях іанізаваны і свеціцца толькі там, дзе паблізу ёсць гарачыя зоркі, то асноўная маса вадароду ў Галактыцы павінна быць нейтральнай. Але нейтральны вадарод у космасе не свеціцца і нябачны. Аднак ён спрамяняе радыёхвалі даўжынёй 21 см. Па інтэнсіўнасці адпаведнай спектральнай лініі вызначаюць масу і шчыльнасць вадароду ў дадзеным напрамку, а па адрозненню фактычнай даўжыні хвалі гэтай лініі ад 21 см па прынцыпу Доплера — Фізо вызначаюць скорасць вадароднага воблака. У цяперашні час высветлена агульная карціна размеркавання вадароду ў Галактыцы (рыс. 97). Ен размешчаны пераважна ў тонкім слоі ў галактычнай плоскасці. Воблакі вадароду можна назіраць на адлегласцях, значна большых, чым тыя, на якіх магчыма назіраць у тэлескоп зоркі. Тэмпература воблакаў нейтральнага вадароду ў сярэднім менш за 100° К, a тэмпература іанізаваных свецячыхся воблакаў (туманнасцей) — каля 10 000° К. Агульная маса вадароду, на 95°/0 нейтральнага, 9
97. Размеркаванне шчыльнасці нейтральнага вадароду ў плоскасці Галактыкі на розных адлегласцях (у кілапарсеках) ад яе цэнтра.
КНІГІ ОНЛАЙН
