Астраномія
Выдавец: Народная асвета
Памер: 151с.
Мінск 1977
складае 2% ад агульнай масы Галактыкі, а маса касмічнага пылу яшчэ ў 100 разоў меншая. Шчыльнасць нейтральнага вадароду знаходзіцца ў межах ад 10—22 да 10—26 г/см3.
У міжзорнай прасторы ў колькасці, малой параўнальна з вадародам і геліем, знаходзяцца атамы і некаторыя найпрасцейшыя малекулы іншых хімічных элементаў. Некалькі дзесяткаў малекул выяўлена радыёметадамі (па спрамяненню і паглынанню радыёхваль). Сярод іх — OH, Н2О, CO і некаторыя больш складаныя малекулы.
5. Магнітнае поле, касмічныя праменні і радыёспрамяненне. У Галактыцы існуе агульнае магнітнае поле. Яго сілавыя лініі паралельныя галактычнай плоскасці. Выгінаючыся, яны ідуць уздоўж спіральных галін Галактыкі. Напружанасць магнітнага поля Галактыкі каля 10~6 э, але ў воблаках газу яна вышэйшая. Поле ўтрымлівае дыфузныя газавыя туманнасці ад рассеяння ў напрамку, перпендыкулярным да сілавых ліній. Магнітнае поле ўтрымлівае і касмічныя праменні, якія нараджаюцца пры ўспышках звышновых зорак.
Рухаючыся з велізарнымі скорасцямі вакол сілавых ліній магнітнага поля, частачкі касмічных праменняў могуць выходзіць з дыска Галактыкі, яны ўтвараюць нешта накшталт кароны Галактыкі — вялікую сферычную сістэму, якая не спрамяняе. святла.
Пры ўспышках звышновых зорак, а мабыць, і пры іншых працэсах, акрамя цяжкіх частачак, якія складаюць касмічныя праменні, выкідваецца многа электронаў са скорасцямі, блізкімі да скорасці святла. Магнітнае поле Галактыкі тармозіць хуткія электроны, і гэта выклікае нецеплавое (сінхратроннае) радыёспрамяненне на метровых і больш доўгіх хвалях. Яно прыходзіць да нас з усіх бакоў. У процілегласць гэтаму іанізаваны гарачы вадарод, сканцэнтраваны паблізу галактычнай плоскасці, пасылае дадатковае радыёспрамяненне толькі з кальцавой зоны Млечнага Шляху.
29.РУХІ ЗОРАК У ГАЛАКТЫЦЫ
1. Уласныя рухі зорак. Зоркі, у адрозненне ад планет, у ста
ражытгіасці лічыліся нерухомымі. Аднак у XVIII ст. было выяўлена
перамяшчэнне Сірыуса па небе. Яно прыкметна толькі пры параўнанні дакладных вымярэнняў яго становішча, зробленых з пра* межкамі часу ў дзесяцігоддзі. Уласным рухам зоркі называецца
яе вуглавое перамяшчэнне па небе за адзін год. Яно выражаецца
долямі секунды дугі ў год. Толькі зорка Барнарда праходзіць за
год дугу ў 10", што за 200 гадоў складзе ‘/2°, або бачны папярочнік Месяца. За гэта зорку Барнарда назвалі «лятучай». Але калі адлегласць да зоркі невядома, то яе ўласны рух мала што аворыць аб яе сапраўднай скорасці. Напрыклад, шляхі, пройдзеыя зоркамі за год (рыс. 98), могуць быць SB, або SA, або S\B\ .юзныя), а адпавядаючыя ім уласныя рухі—р.— аднолькавыя.
116
2. Кампаненты прасторавай скорасці зорак. Уласны рух зоркі ц ёсць вугал, пад якім відаць яе перамяшчэнне ў прасторы, што адбываецца пад якім бы там ні было вуглом да праменя зроку (рыс. 98). Ен характарызуе тангенцыяльную скорасць зоркі VT у прасторы. Каб вылічыць яе ў кіламетрах у секунду, трэба ц, выражанае ў радыянах, памножыць на адлегласць да зоркі D, выражаную ў кіламетрах, і падзяліць на лік секунд у годзе. Але паколькі на практыцы рзаўсёды выражаецца ў секундах дугі, a D у парсеках, то для атрымання Vx у кіламетрах у секунду атрымліваецца формула:
uT = 4,74 pD.
Калі вызначана па спектру і праменевая скорасць зоркі vp to прасторавая скорасць яе будзе роўна:
^ = / ft + ч?.
Скорасці зорак адносна Сонца складаюць кіламетры і дзесяткі кіламетраў у секунду.
Уласныя рухі зорак цяпер вызначаюць, параўноўваючы фатаграфіі, атрыманыя адным і тым жа тэлескопам з прамежкам часу ў дзесяцігоддзі. Але ў большасці далёкіх зорак пры такім спосабе вызначэння ўласныя рухі ўсё ж непрыкметныя.
Праменевую скорасць можна вымераць у любой зоркі, толькі б зорка была дастаткова яркай для атрымання яе спектра. Зоркі, якія ўваходзяць у сузор’і, у прасторы далёкія адна ад адной і рухаюцца парознаму, таму праз тысячагоддзі выгляд сузор’яў ужо прыкметна мяняецца з прычыны ўласных рухаў зорак (рыс. 99).
3. Рух сонечнай сістэмы. У пачатку XIX ст. В. Гершэль устанавіў па ўласных рухах нямногіх бліз
98. Уласны рух, тангенцыяльная і поўная прасторавая скорасць зоркі.
99. Змяненне бачнага размяшчэння яркіх зорак сузор'я Вялікай Мядзведзіцы ў выніку іх уласных рухаў: зверху — 50 тысяч гадоў назад; у сярэдзіне — у цяперашні час; унізе — праз 50 тысяч гадоў.
117
кіх зорак, што ў адносінах да іх сонечная сістэма рухаецца ў напрамку сузор’яў Ліры і Геркулеса. Напрамак, у якім рухаецца сонечная сістэма, называецца апексам руху. Потым, калі пачалі вызначаць па спектрах праменевыя скорасці зорак, вывад Гершэля пацвердзіўся. У напрамку апекса зоркі ў сярэднім да нас набліжаюцца са скорасцю 20 км/сек, а ў процілеглым напрамку яны з такой жа скорасцю ў сярэднім аддаляюцца ад нас.
Такім чынам, сонечная сістэма рухаецца ў напрамку сузор’яў • Ліры і Геркулеса са скорасцю 20 км/сек у адносінах да суседніх зорак. Задаваць пытанне аб тым, калі мы даляцім да сузор’я Ліры, няма сэнсу, таму што сузор’е не ёсць прасторава абмежаванае ўтварэнне. Адны зоркі, якія цяпер мы адносім 'да сузор’я Ліры, мы мінём раней (на велізарнай ад іх адлегласці), другія ж будуць заўсёды заставацца практычна такімі ж далёкімі, як і цяпер.
30 J Уласны рух зоркі складае 0,1" у год. Адлегласць да яе 10 пс. Якая яе тангенцыяльная скорасць?
2. У зоркі (гл. папярэднюю задачу) праменевая скорасць 10 кмісек. Якая яе прасторавая скорасць?
3. Параўноўваючы становішча адной і той жа зоркі на двух ізабражэннях (рыс. 99), ацаніце (у мм) яе зрух за 50 гадоў, які даводзіцца вымяраць на практыцы, калі нават маштаб фатаграфіі будзе большы, чым на гэтым рысунку, разоў у 10.
4. Калі зорка (гл. задачу 1) набліжаецца да нас са скорасцю 100 км/сек, то як зменіцца яе бляск за 100 гадоў?
4. Вярчэнне Галактыкі. Усе зоркі Галактыкі абарачаюцца вакол яе цэнтра. Вуглавая скорасць абарачэння зорак ад цэнтра Галактыкі да Сонца амаль пастаянная, г. зн. дадзеная ўнутраная частка Галактыкі верціцца амаль як ідвёрдае цела; знешнія яе часткі верцяцца павольней. Гэта адбываецца таму, што ядро Га
лактыкі не пераважае ў ёй па масе, як, напрыклад, Сонца ў сонечнай сістэме. Сонечная сістэма робіць поўны абарот вакол цэнтра • Галактыкі прыкладна за 200 млн. гадоў са скорасцю каля
280 км/сек.
30 ЗОРНЫЯ СІСТЭМЫ —ГАЛАКТЫКІ I МЕТАГАЛАКТЫКА
1. Нармальныя галактыкі. Гершэль у XVIII ст. адкрыў і занёс у каталогі тысячы назіраемых на небе туманных плям. У многіх з іх пазней была выяўлена спіральная структура.
Амерыканскі астраном Хабл у XX ст. атрымаў фатаграфіі туманнасцей у сузор’і Андрамеды, на якіх было відаць, што гэта туманная пляма складаецца з мноства зорак (рыс. 100). Ен выявіў у туманнасці ўспышкі новых зорак, рассеяныя і шаравыя
118
скапленні і цэфеіды. Вызначыўшы перыяды пераменнасці і бачную зорную велічыню цэфеід, Хабл устанавіў, што яны знаходзяцца вельмі далёка за межамі нашай Галактыкі. Такім чынам, спіральная туманнасць у сузор’і Андрамеды таксама знаходзіцца за межамі Галактыкі і ўжо гэтым адрозніваецца ад газавых і пылавых туманнасцей нашай зорнай сістэмы. Ведаючы адлегласць да гэтай туманнасці і яе вуглавы дыяметр, вылічылі яго ў лінейных адзінках.
Аказалася, спіральная туманнасць у сузор'і Андрамеды прыкладна такая ж вялізная зорная сістэма, як і наша Галактыка. Мы ведаем цяпер, што да яе 2 мільёны светавых гадоў. У ёй ёсць газавыя і пылавыя туманнасці, як і у нашай Галактыцы. 3 прычыны таго што галактыку ў сузор’і Андрамеды мы бачым пад некаторым вуглом да яе восі, яна мае прадаўгаватую форму. Галактыка ў сузор’і Трохвугольніка, таксама спіральная, менш нахілена да праменя зроку і мае таму іншы выгляд у тэлескоп (рыс. 101). Астраномы знайшлі вялікае мноства гіганцкіх зорных
100. Спіральная галактыка М 31 у сузор'і Андрамеды, бачная пад вялікім вуглом да яе экватарыяльнай плоскасці.
101. Галактыка М 33 у сузор'і Трохвугольніка, бачная амаль плазам.
сістэм за межамі нашай Галактыкі, ім далі агульную назву г алактык, у адрозненне ад нашай Галактыкі.
Адлегласці да больш далёкіх галактык, у якіх цэфеіды або нават самыя яркія звышгіганты не бачны, вызначаюць па велічыні так званага чырвонага зрушэння ў іх спектрах. Хабл высветліў, што ў спектрах галактык, адлегласці да якіх ужо былі ацэнены па бачнаму бляску іх найярчэйшых зорак, лініі зрушаны да чырвонага канца спектра. Гэта чырвонае зрушэнне ўзрастае прапарцыянальна адлегласці да галактыкі (рыс. 102). Устаноўлена, што калі велічыню чырвонага зрушэння выражаць у адзінках прамянёвай скорасці галактыкі, то на кожны мільён парсекаў адлегласці яно ўзрастае на 100 км/сек1. Таму адлегласць да далёкай галактыкі можна вызначыць па велічыні чырвонага зрушэння ліній у яе спектры. Калі, напрыклад, зрушэнне адпавядае 10 000 км/сек, то да галактыкі 100 млн. пс.
1 Значэнне гэтай велічыні ўсё ўдакладняецца (магчыма, што яна бліжэй да 50 км/сек).
120
Выгляд галактыкі на фатаграфіі
Каля 25 мегапарсек
Каля 300 Мпс
чырвоны
СІНІ
Каля 800 Мпс
39300 км/сек
60900 км/сен
Каля 1200 Мпс
102. Чырвонае зрушэнне ў спектрах галактык узрастае з адлегласцю да іх (на фатаграфіі спектра бачны галоўныя лініі паглынання іанізаванага кальцыю).
103. Спіральная галактыка, бачная з канта, з цёмнымі туманнасцямі ўздоўж яе
экватара.
104. Вялікае Магеланава Воблака— няправільная галактыка.
У спіральных галактыках галіны, як і ў нашай Галактыкі, складаюцца з гарачых зорак, цэфеід, звышгігантаў, рассеяных зорных скапленняў і газавых туманнасцей. Радыётэлескопы выяўляюць у іх нейтральны вадарод у колькасці да 5—10% ад масы галактыкі. Тыя з іх, якія павернуты да нас кантам, падобныя на верацяно або сачавіцу (рыс. 103). Уздоўж іх праходзіць цёмная паласа — скапленне пылавых туманнасцей — у экватарыяльнай плоскасці. Наша Галактыка і галактыка ў сузор’і Андрамеды належаць да найвялікшых. Усе спіральныя галактыкі верцяцца з перыядамі ў некалькі соцень мільёнаў гадоў. Масы іх складаюць 108—10" мас Сонца.
3 даўніх часоў у паўднёвым паўшар’і неба былі вядомы два вялікія зорныя воблакі. Іх назвалі Вялікім і Малым Магеланавымі Воблакамі (рыс. 104). Гэтыя галактыкі адносяцца да тыпу н яп р а в і л ь н ы х. Яны з’яўляюцца спадарожнікамі нашай Галактыкі. Адлегласць да іх каля 150 000 светавых гадоў. 1х зорны склад такі ж, як і ў галін спіральных галактык. Няправільныя галактыкі значна меншыя за спіральныя і сустракаюцца рэдка (рыс. 105, а). Многа сустракаецца эліптычных галактык, па выгляду падобных да шаравых зорных скапленняў, але большых за іх па размерах (рыс. 105, б). Яны верцяцца вельмі павольна і таму амаль не сплюснутыя як спіральныя галактыкі, якія хутка верцяцца (рыс. 105, в). Эліптычныя галактыкі не змяшчаюць ні зорак звышгігантаў, ні цёмных, ні светлых дыфузных туманнасцей.
КНІГІ ОНЛАЙН
