Чем отличаются звезды диска галактики от звезд гало кратко
Обновлено: 05.07.2024
«Представление о типах населения ввел американский астроном Вальтер Бааде (1944 г.). Первоначально он обратил внимание на то, что в Туманности Андромеды (М31) звёзды разных типов распределены по-разному: красные гиганты тяготеют к околоядерным областям этой галактики, а голубые звёзды собраны в основном в спиральных ветвях. Объекты спиральных ветвей Бааде назвал населением I-го типа, а звёзды центральных областей галактики - населением II. Сам Бааде, а вслед за ним и другие исследователи установили, что многие характеристики звёзд, между которыми нет прямой физической зависимости, такие как возраст, химический состав, кинематические свойства и элементы галактических орбит также связаны с распределением объектов в Галактике. Оказалось, что наиболее старые объекты (они составляют население II ) одновременно бедны тяжелыми элементами, у них велика дисперсия остаточных скоростей и движутся они по сильно вытянутым, почти радиальным галактическим орбитам вокруг галактического центра. Типичными представителями населения II являются шаровые скопления, субкарлики, и переменные звёзды типа RR Lyr и W Vir. В Галактике они образуют сферическую подсистему, или гало, для которой характерна сфероидальная форма поверхностей равной плотности , сильная концентрация к центру Галактики и медленное вращение .
Объекты меньшего возраста - население I - имеют в десятки и сотни раз большее содержание тяжелых элементов, у них относительно мала дисперсия остаточных скоростей и движутся они по практически круговым орбитам, образуя быстровращающуюся подсистему галактического диска. К населению I относится большинство наблюдаемых звёзд главной последовательности, сверхгиганты, большая часть красных гигантов, облака межзвёздного газа и пыли, рассеянные звёздные скопления и звёздные ассоциации.
Классификация населений Бааде со временем усложнилась и видоизменилась. Но неизменным осталось самое существенное в этой концепции - связь различных характеристик населений, в основе которой оказалась зависимость этих характеристик от возраста. Эта связь дала ключ к пониманию строения и эволюции Галактики. Она позволила объединить в одно целое историю звёздообразования в Галактике, формирование галактических подсистем с их геометрическими и кинематическими особенностями и особенностями химического состава.
Понятие типа населения тесно связано с понятием подсистемы Галактики . Населения разного возраста образуют в Галактике разные подсистемы. В настоящее время полагают, что гало Галактики (т.е. население II) также неоднородно и состоит из трех подсистем: довольно металличного ([Fe/H] > -1.0) толстого диска, малометалличного собственного гало и аккрецированного гало (или короны) . Причем только первые две подсистемы генетически связаны с галактическим диском, тогда как последняя подсистема состоит из объектов, родившихся за пределами единого протогалактического облака и впоследствии захваченными Галактикой. Это стало возможным благодаря тому, что изолированные протогалактические фрагменты, из которых образовались карликовые галактики - спутники Млечного Пути, - находятся внутри галактической короны, гравитационный потенциал которой обеспечивается, в основном, тёмной материей. В итоге аккрецированные звёзды и шаровые скопления - остатки этих галактик-спутников, разрушенных приливным взаимодействием с диском и балджем Галактики, - просто делают структуру короны Галактики видимой, лишь незначительно увеличивая её массу. Возникает вопрос, существуют ли естественные границы между генетически связанными подсистемами или же изменение геометрии, динамических свойств, химического состава непрерывно меняются при переходе от старых населений к молодым? В первом случае Галактика должна состоять из дискретного набора подсистем, во втором деление на подсистемы условно и может проводиться произвольно. (Некоторые исследователи даже выделяют в Галактике более десятка подсистем.) Что же касается перечисленных подсистем, то их разделённость обусловлена малочисленностью или даже полным отсутствием звёзд и звёздных скоплений с параметрами, промежуточными между характерными для каждой подсистемы значениями. Особенно это показательно для различий между подсистемами тонкого и толстого дисков, то есть между диском (население I) и гало (население II) по классификации Бааде.
В таблице 11-1 указаны приблизительные границы некоторых величин для перечисленных выше подсистем Галактики.
Таблица 11-1. Границы некоторых величин для подсистем Галактики
Таким образом, последовательность изменений возрастов и других характеристик генетически связанных населений Галактики не является непрерывной и это придает глубокий смысл классификации подсистем. (Объекты аккрецированного гало стоят особняком, но все они характеризуются, как правило, высокими скоростями и экстремально вытянутыми орбитами).
«Структура нашей Галактики исследуется с помощью звёздных подсчётов и построения моделей распределения масс в Галактике, причем параметры этих моделей уточняются с помощью тех же звёздных подсчётов, а также кинематических исследований. Привлекаются и данные о других галактиках, близких по структуре к нашей.
Анализ таблицы 11-2 показывает, что звёзды сильно концентрируются к плоскости Галактики. Это означает, что большинство видимых нами звёзд образует подсистему, сконцентрированную к галактической плоскости. Однако на примере шаровых скоплений мы знаем, что часть звёзд и звёздных систем образует многокомпонентную сфероидальную подсистему с малым сжатием.
Наша и другие галактики являются довольно разреженными звёздными системами. Так, согласно данным каталога ближайших звёзд Глизе (1991), в радиусе 5 пк от Солнца содержится около 60 звёзд, а в радиусе 25 пк - 3800 звёзд. Среднее расстояние между звездами в окрестностях Солнца около 2 пк. Вот как выглядит вертикальная структура Галактики на солнечном галактоцентрическом расстоянии, полученная по наблюдениям звезд в направлении северного и южного галактических полюсов. Так, по результатам работы Бартая (1979) А-В-звёзды III - V классов светимости образуют тонкий слой, так что их численность в e раз падает уже при z ≈ 200 пк. Звёзды FIII - FV и гиганты классов G и K простираются при малом градиенте плотности до z ≈ 400пк. Эти величины можно считать оценками параметра полутолщины (или шкалы высоты - z0) в представлении распределения звёздной плотности барометрической формулой : D = D0 exp(-|z| / |z0|). В итоге, мы имеем два характерных масштаба толщины Галактики: 400 пк и 800 пк . Такие же результаты получил Эгген. Недавно на основе обширных звёздных подсчётов франко-индийская группа исследователей (Мохан, Крезе и др.) уточнили оба этих характерных масштаба, которые получились равными 260 ± 50 пк и 760 ± 50 пк. С другой стороны, Севенстер по звездам асимптотической ветви гигантов получил оценки полутолщины Галактики 100 пк для молодых звёзд (с возрастами менее 10 9 лет) и 500 пк для старых (t >5 • 10 9 лет). Эти две отличающиеся величины характеризуют шкалы высот подсистем тонкого и толстого дисков, соответственно. Далее оказалось, что полутолщина подсистемы тонкого диска зависит не только от возраста, но и от металличности. Как показали Марсаков и Шевелев (РГУ) в 1995 г. по восстановленным элементам орбит F-звёзд главной последовательности - у молодых (t -0.1) F-звёзд шкала высоты оказывается наименьшей (z0 = (100 20) пк), тогда как у столь же молодых, но менее металличных, она примерно в 1.7 раза больше. У старых малометалличных звёзд тонкого диска шкала высоты получается наибольшей.
Центральные области галактик , в том числе и нашей, привлекают особое внимание, так как там обнаруживают много интересных и загадочных особенностей. В настоящее время в центре Галактики принято выделять три характерные области. Первая, имеющая радиус ≈ 3 кпк, интересна особенностями кинематики (см. кривую вращения Галактики в предыдущей лекции). Здесь резко падает плотность газа по сравнению с областью диска за R > 3 кпк. Вторая область с радиусом R порядка 600 - 700 пк выделяется массивным сфероидальным уплотнением звёзд - звёздным балджем, масса которого порядка 3· 10 10 М¤, и мощным газовым диском с массой порядка 6· 10 8 М¤. Наконец, окрестность центрального радиоисточника Sgt A с радиусом 1 пк называют ядром или центральным парсеком.
В видимой области галактический центр скрыт от нас поглощающей материей (полное поглощение здесь достигает величины AV ≈ 30 m ). Наблюдения этой области проводят в рентгеновском и γ-диапазонах, а в последнее время и в далекой инфракрасной области спектра, где поглощение света не так велико. Оцененная на основе этих данных плотность в ядре оказалась на 18 порядков больше средней плотности звёзд околосолнечной окрестности. В ИК-области современные большие телескопы позволяют получить изображения звёзд с качеством, достаточным для фотометрии, а большой масштаб изображений даже позволил оценить собственные движения отдельных звёзд. Оказалось, что звёзды вблизи ядра Галактики заметно перемещаются, причем скорости движения и дисперсии скоростей увеличиваются с приближением к ядру. Некоторые, наиболее близкие к ядру звёзды двигаются со скоростями, превышающими 1000 км/с. Сравнение наблюдаемого распределения скоростей с теоретическими, а также наблюдения орбитальных перемещений ближайших к ядру звёзд приводят к выводу, что в центре Галактики расположен компактный объект с массой (3 - 4)· 10 6 М¤ - черная дыра .
Радионаблюдения области центра Млечного Пути свидетельствуют, что размеры компактного объекта 12 см (т.е. менее 13 гравитационных радиусов). Вблизи центральной черной дыры обнаружено ≈ 80 ОВ-звёзд. Полное трехмерное восстановление распределения и движения этих звёзд показало, что они принадлежат двум полярным звёздным дискам с кеплеровским законом вращения каждый и с резкими краями - внешним на радиусе 0.5 пк и внутренним на радиусе ≈ 0.05 пк. Звёздный состав обоих дисков одинаков и свидетельствует о том, что звёзды в них образовались практически одновременно, примерно 6 млн. лет назад.
Область балджа ярко светит в инфракрасном диапазоне, где переизлученный пылью свет звёзд балджа дополняется инфракрасным излучением многочисленных красных гигантов. Область наиболее интенсивного свечения ограничена размером порядка 200 пк. То, что основной вклад в светимость этих областей дают красные гиганты, говорит о большом возрасте балджа. Балдж, по-видимому, можно рассматривать как маленькую эллиптическую галактику, расположенную в центре большой спиральной галактики, поскольку свойства и структура балджей спиральных и S0 галактик примерно такие же, как Е-галактик, и существенно отличаются как от диска, так и от гало спиральной галактики. Суммарная масса гало и балджа оценивается величиной 5· 10 10 М¤ в пределах 10 кпк, что сравнимо с массой диска в этих пределах. Так как в области балджа нет звёзд с характеристиками звёзд диска, то диск Галактики представляет собой скорее сплющенный тор - диск с дырой посередине. Сжатие балджа (отношение малой полуоси поверхности равной плотности к большой), определенное с помощью звёздных подсчётов в окнах прозрачности, равно 0.6.
Возможно, что центральные области балджа не имеют сферической симметрии - они образуют вытянутую структуру, напоминающую небольшой бар - элемент, характерный для пересеченных спиральных галактик. Об этом говорят как очень большие отклонения наблюдаемых в околоцентральной области Галактики скоростей газа от круговой скорости, достигающие 150 км/с, так и значительная асимметрия распределения в пространстве облаков нейтрального водорода. Центральная часть балджа погружена в ионизованный газ - околоядерный диск HII радиусом порядка 150 пк. Ионизация газа является следствием излучения молодых звёзд большой светимости, большое количество которых наблюдается в центральной области Галактики.
Гало Галактики представляет собой сферическое образование малой плотности, по-видимому слегка сплюснутое по оси Z. Полная масса звёздного гало составляет приблизительно 10 9 М¤ , из которой около 1% приходится на шаровые скопления, а остальную часть составляют звёзды поля.
Рис.11-1. Общая структура Галактики в разрезе
Итак, в спиральных галактиках налицо две подсистемы, диск (население I типа) и гало (население II типа), которые пронизывают (пересекают) друг друга. В то же время объекты этих подсистем вращаются вокруг центра галактики с принципиально разными скоростями.
Продолжение темы:
Публикации Федора Дергачева в сообществе ЖЖ "Колыбель человечества":
Как устроена галактика: ядро, балдж, гало, звездный диск.
Спиральный галактики (к которым относится и наша галактика Млечный путь) имеют схожее внутреннее строение.
Типичная спиральная галактика состоит из трех основных частей:
Ядро расположено в центре галактики, область вокруг ядра называется гало, а само гало уже окружено массой звезд называемых звездным диском.
Галактическое ядро
Галактическое ядро представляет собой очень малую по сравнению с размерами всей галактики область, однако именно здесь располагается центр притяжения всей галактики – обычно сверхмассивная черная дыра, обладающая невероятно большой массой (для Млечного пути расчетный “вес” такой черной дыры составил вес около трех миллионов масс Солнца!).
Галактическое гало
Галактическое гало – гигантское сферообразное “звездное облако” или “звездная сфера” сконцентрированное вокруг галактического ядра. Фактически границы нашей Галактики определяются именно размерами гало. Радиус гало значительно больше размеров звездного диска галактики и по некоторым данным достигает нескольких сот тысяч световых лет.
Состоит гало в основном из очень старых, неярких мало массивных звёзд. Они встречаются как поодиночке, так и в виде шаровых скоплений, которые могут включать в себя более миллиона звёзд. Возраст населения сферической составляющей Галактики превышает 12 млрд. лет. Его обычно принимают за возраст самой Галактики.
Характерной особенностью звёзд гало является чрезвычайно малая доля в них тяжёлых химических элементов. Звёзды, образующие шаровые скопления, содержат металлов в сотни раз меньше, чем Солнце.
Звёзды сферической составляющей концентрируются к центру Галактики. Центральная, наиболее плотная часть гало в пределах нескольких тысяч световых лет от центра Галактики называется балдж (в переводе с английского “утолщение”).
Звёзды и звёздные скопления гало движутся вокруг центра Галактики по очень вытянутым орбитам. Из-за того, что вращение отдельных звёзд происходит почти беспорядочно (т. е. скорости соседних звёзд могут иметь самые различные направления), гало в целом вращается очень медленно.
Балдж
Внутренняя, ближняя к ядру и самая плотная часть гало называется балдж (англ. bulge – “вздутие”). Если бы мы жили на планете около звезды, находящейся внутри балджа Галактики, то на небе были бы видны не привычные взгляду “звездные точки”, а сразу несколько десятков звезд, по яркости сопоставимых с нашей Луной.
Однако Солнце расположено достаточно далеко от ядра Галактики – на расстоянии около 26 000 световых лет. Поэтому, если в окрестностях Солнца, в диске, одна звезда приходится на 8 кубических парсеков, то в центре Галактики в одном кубическом парсеке находится 10 000 звезд. Центр Галактики находится в направлении созвездия Стрельца.
Звездный диск
Звездный диск (на самом деле правильнее говорить про звездный диск и газопылевой диск, но мы упростим) – самая крупная и массивная область галактики простирающаяся на сотни и тысячи световых лет от центра. Приблизительная масса звездного диска Млечного пути равна 150 млрд. масс Солнца. В отличие от центральной части галактики, имеющей сферическую форму, звездный диск больше напоминает две тарелки сложенные вместе – то есть почти плоский в поперечнике и все более истончающийся от центра к краю.
“Население” звездного диска очень сильно отличается от населения гало. Вблизи плоскости диска концентрируются молодые звёзды и звёздные скопления, возраст которых не превышает нескольких миллиардов лет. Они образуют так называемую плоскую составляющую. Среди них очень много ярких и горячих звёзд.
Газ в диске Галактики также сосредоточен в основном вблизи его плоскости. Он распределён неравномерно, образуя многочисленные газовые облака — от гигантских неоднородных по структуре сверх облаков протяжённостью несколько тысяч световых лет до маленьких облачков размерами не больше парсека.
Основным химическим элементом в нашей Галактике является водород. Приблизительно на 1/4 она состоит из гелия. По сравнению с этими двумя элементами остальные присутствуют в очень небольших количествах. В среднем химический состав звёзд и газа в диске почти такой же, как у Солнца.
Спиральные рукава
Одним из наиболее заметных образований в звездных дисках галактик, подобных нашей, являются спиральные ветви (или рукава). Они и дали название этому типу объектов – спиральные галактики. Спиральная структура в нашей Галактике очень хорошо развита. Вдоль рукавов в основном сосредоточены самые молодые звёзды, многие рассеянные звёздные скопления и ассоциации, а также цепочки плотных облаков меж звёздного газа, в которых продолжают образовываться звёзды.
В спиральных ветвях находится большое количество переменных и вспыхивающих звёзд, в них чаще всего наблюдаются взрывы некоторых типов сверхновых. В отличие от гало, где какие-либо проявления звёздной активности чрезвычайно редки, в ветвях продолжается бурная жизнь, связанная с непрерывным переходом вещества из межзвёздного пространства в звёзды и обратно. Галактическое магнитное поле, пронизывающее весь газовый диск, также сосредоточено главным образом в спиралях.
Спиральные рукава Млечного Пути в значительной степени скрыты от нас поглощающей материей. Подробное их исследование началось после появления радиотелескопов. Они позволили изучать структуру Галактики по наблюдениям радиоизлучения атомов межзвёздного водорода, концентрирующегося вдоль Длинных спиралей.
По современным представлениям, спиральные Рукава связаны с волнами сжатия, распространяющимися по диску галактики. Проходя через области сжатия, вещество диска уплотняется, а образование звёзд из газа становится более интенсивным. Причины возникновения в дисках спиральных галактик такой своеобразной волновой структуры не вполне ясны. Над этой проблемой работают многие астрофизики.
Полные размеры нашей Галактики составляют: 30 килопарсек (100 000 световых лет) в диаметре, и 1000 световых лет в толщину. Иными словами, при взгляде “сбоку”, галактика имеет форму линзы.
Её галактический диск вращается вокруг оси по часовой стрелке, если смотреть на Галактику сверху со стороны ее “северного полюса”, находящегося в созвездии Волосы Вероники.
Галактика имеет хорошо выраженную спиральную структуру. Спирали представляют собой волны плотности, распространяющиеся в сторону вращения диска Галактики с постоянной угловой скоростью.
Образование в галактике звезд I и II поколения
Галактика Млечный путь (впрочем и другие спиральные галактики) образовалась из медленно вращавшегося газового облака, по своим размерам превосходившего ее в десятки раз.
Первоначально это газовое облако состояло из смеси 75% водорода и 25% гелия и почти не содержало тяжелых элементов. В течение примерно миллиарда лет это облако свободно сжималось под действием сил гравитации. Этот коллапс неизбежно привел к фрагментации и началу процесса звездообразования.
Сначала газа было много, и он находился на больших расстояниях от плоскости вращения. Возникли звезды первого поколения, в том числе и весьма массивные, а также шаровые скопления. Их современное пространственное распределение соответствует первоначальному распределению газа, близкому к сферическому.
Наиболее массивные звезды первого поколения быстро проэволюционировали и обогатили межзвездную среду тяжелыми элементами, главным образом за счет вспышек сверхновых. Та часть газа, которая не превратилась в звезды, продолжала свой процесс сжатия к центру Галактики. Из-за сохранения момента количества движения, ее вращение становилось быстрее, образовался диск, и, в нем снова начался процесс звездообразования.
Это второе поколение звезд оказалось богатым тяжелыми элементами. Оставшийся газ сжался в более тонкий слой, так возникла плоская составляющая – основная арена современного звездообразования. Разумеется, выделения двух или трех поколений звезд весьма условно: скорее всего, звездообразование было единым непрерывным процессом, хотя в нем и возможны были отдельные этапы замедления.
Тем не менее, общее правило верно: к галактическому диску относятся звезды ранних спектральных классов О и В, т.е. молодые звезды. Гало, наоборот, составляют объекты, возникшие на ранних стадиях эволюции Галактики, старые звезды. Их возраст составляет порядка 10 – 12 миллиардов лет.
Почему с Земли не видно ярко сияющий центр нашей галактики?
Почти все молекулярное вещество межзвездной среды (облака пыли и газа) находится на расстоянии до 3-7 килопарсек от центра, поэтому и видимое излучение центральных областей Галактики полностью скрыто от нас мощными слоями поглощающей материи (к счастью мы можем наблюдать эти области в инфракрасном диапазоне).
Эволюция спиральных галактик: от Большого взрыва до наших дней
Место Солнечной системы в галактике Млечный путь
Наше Солнце в галактике Млечный путь расположено между спиральными рукавами Стрельца и Персея. Солнце (а вместе с ним и вся солнечная система) движется со скоростью около 220 км/с, и делает полный оборот вокруг центра Галактики за 200 миллионов лет. Всего за время своего существования (4,5 млрд.лет) Солнце облетело Галактику примерно 30 раз.
Скорость вращения Солнца вокруг центра Галактики практически совпадает с той скоростью, с которой в данном районе движутся спиральные рукава галактики. Такая зона внутри галактики, где скорости звезд и спиральных рукавов совпадают, называется коротационной окружностью и является расчетной “зоной жизни”, т.е. если и есть внутри галактики благоприятные “тихие гавани”, где может развиться жизнь, то это именно коротационная окружность.
1.Через какие созвездия проходит Млечный путь?
2.Почему наблюдателю, находящемуся на Земле, Млечный Путь кажется прерывистым и клочковатым?
3.Как утроена наша Галактика?
4.Чем отличаются звёзды диска Галактики от звезд Гало?
5.Каковы особенности вращения нашей Галактики?
1. Орла, Стрелы, Лисички, Лебедя, Цефея, Кассиопеи, Персея, Возничего, Тельца и Близнецов
2.В галактической плоскости встречается много темных пылевых туманностей, заслоняющих свечение более далёких звёзд, а там, где оно прорывается через межзвёздную пыль, мы видим это свечение как клочки и облака Млечного Пути.
3.Нашу Галактику можно назвать спиралевидной. В её состав входит примерно 120 миллиардов звёзд, таких, как наше Солнце. Выглядит Галактика как достаточно толстый диск. В галактику, помимо звёзд, входит и особая диффузная материя. Эта материя состоит из газов и звёздной пыли.
4.радиус гало значительно больше размеров диска и по некоторым данным достигает нескольких сот тысяч световых лет. Центр симметрии гало Млечного Пути совпадает с центром галактического диска.
5.Вращение Галактики происходит по часовой стрелке,Угловая скорость вращения зависит от расстояния от центра и убывает по мере удаления от центра.
То, что вещество во Вселенной не рассеяно, а сосредоточено в гигантских звездных скоплениях, ученые предполагали еще в XVIII веке (И. Кант, У. Гершель), но окончательно они убедились в этом лишь в начале XX века.
Звездные системы, связанные силами гравитации, называются галактиками.
Наше Солнце входит в состав галактики Млечный Путь (иначе нашу галактику обозначают словом с большой буквы - Галактика). Толщина нашей галактики составляет не более 1% от ее диаметра, то есть по форме она напоминает диск, а если еще точнее - две сложенные краями тарелки. Этот компонент Галактики так и называется - звездный диск. Диаметр диска - 30 килопарсек (100 000 световых лет), толщина – 1000 световых лет, а масса превышает массу Солнца в 150 миллиардов раз. Вдоль диска проходит темная полоса, которая представляет собой слой непрозрачной материи - межзвездной пыли и газа.
Звездный диск Галактики и полоса посередине диска
(вид сбоку)
У диска Галактики нет чётко очерченной границы - так же как нет чёткой верхней границы у атмосферы Земли. Однако в плоскости этого диска плотность звезд гораздо выше, чем вне его.
Галактический диск вращается вокруг своего центра. Вращение Галактики происходит по часовой стрелке, если смотреть на Галактику со стороны ее северного полюса, находящегося в созвездии Волосы Вероники. Диск Галактики имеет спиральную структуру, которая и дала название этому типу звездных скоплений - спиральные галактики. Спирали представляют собой волны, распространяющиеся в сторону вращения диска Галактики, с постоянной угловой скоростью. Звезды внутри диска движутся по круговым траекториям вокруг центра Галактики с постоянной линейной скоростью. Поэтому угловая скорость вращения зависит от расстояния до центра, убывая по мере удаления от него. Скорость движения Солнца, которое находится на окраине Галактики, составляет 220-250 км/с.
В центре диска Галактики имеется утолщение - ядро диаметром 1300 парсек. Оно находится в созвездии Стрельца. В ядре очень высока концентрация звезд: звёздная плотность здесь в миллионы раз больше, чем в окрестностях Солнца. Но, несмотря на то, что в ядре сосредоточено так много звёзд, его долгое время не удавалось наблюдать, потому, что около плоскости симметрии Галактики находятся огромные темные облака пыли, поглощающие свет звёзд. Они закрывают от нас ядро Галактики. Поэтому его стало возможным изучать только после создания приемников инфракрасного и радиоизлучения, которые поглощаются в меньшей степени. К слову сказать, изучение родной Галактики для нас затруднено еще и тем, что мы находимся внутри нее - снаружи любой объект изучать легче. Кроме того, Солнце находится в плоскости звездного диска: здесь высока плотность межзвездного вещества, и оно затрудняет наблюдения из-за поглощения света.
Примерно так выглядит наша Галактика со стороны
Кроме огромного количества звезд в центральной области Галактики наблюдается околоядерный газовый диск радиусом более 1000 световых лет, который состоит в основном из молекулярного водорода. В самом центре Галактики предполагают существование черной дыры [?] массой около миллиона масс Солнца.
Второй компонент Галактики, который, собственно, определяет ее внешние размеры, имеет сферическую форму. Он называется гало. Радиус гало значительно больше размеров диска - он достигает нескольких сотен тысяч световых лет. Центр симметрии гало Млечного Пути совпадает с центром галактического диска.
Гало, как и диск, вращается вокруг центра Галактики, но с гораздо меньшей скоростью, так как звезды в пределах гало двигаются довольно беспорядочно.
Центральная часть гало - в пределах нескольких тысяч световых лет от центра Галактики - наиболее плотная, она называется балдж (от английского слова bulge, означающего “утолщение”, "вздутие").
Помимо одиночных звезд в Галактике встречаются звездные скопления. Их подразделяют на рассеянные скопления, шаровые скопления и звездные ассоциации.
Рассеянные звездные скопления встречаются вблизи галактической плоскости, где сконцентрированы скопления пыли и межзвездного газа. Сейчас известно более 1200 рассеянных скоплений, из них детально изучено 500. Самые известные среди них – Плеяды и Гиады в созвездии Тельца. Общее количество рассеянных скоплений в Галактике, возможно, достигает ста тысяч, каждое из них содержит от нескольких сотен до нескольких тысяч звезд. Их масса невелика, и поэтому гравитационное поле не может долго сдерживать их в малом объеме пространства, поэтому за миллиарды лет рассеянные скопления распадаются.
Расеянное звездное скопление Плеяды
Шаровые звездные скопления сильно выделяются на звездном фоне благодаря значительному числу звезд в них и четкой сферической форме. Диаметр шаровых скоплений составляет от 20 до 100 парсек. На заре эволюции Галактики по ней скитались тысячи шаровых скоплений. Многие из них были разрушены в результате столкновений друг с другом или с галактическим центром. Сегодня шаровых скоплений в нашей Галактике осталось порядка 200, и находятся они в сферическом гало. Это старейшие образования в нашей Галактике - их возраст от 10 до 12 млрд. лет. Возраст звезд, входящих в состав шаровых скоплений, весьма солиден: они прошли длинный путь эволюции и стали нейтронными звездами или белыми карликами. Звезды в шаровых скоплениях движутся по своим орбитам вокруг центра скопления, а само скопление, в свою очередь, движется по орбите вокруг центра Галактики.
Шаровое скопление Messier 80,
находящееся посередине между α Скорпиона (Антарес) и β Скорпиона (Акраб)
в части Млечного Пути, богатого туманностями
Третий тип скоплений - звездные ассоциации. Это группировки молодых звезд, так называемые ОВ-ассоциации. Они имеют протяженность от 15 до 300 парсек и содержат от нескольких десятков до нескольких сотен молодых звезд - горячих голубых гигантов и сверхгигантов. Поскольку гиганты ранних спектральных классов быстро проходят путь эволюции, то все звезды образовались в одно время и имеют небольшой возраст. Существуют также Т-ассоциации, содержащие переменные звезды, которые находятся на самых ранних этапах звездной эволюции.
Вдоль рукавов звездного диска сосредоточены самые молодые звезды (возрастом несколько десятков миллионов лет назад), рассеянные звездные скопления и ассоциации, а также плотные облака межзвездного газа, в которых продолжают образовываться звезды. В спиральных ветвях чаще наблюдаются взрывы сверхновых звезд. Более старые звезды в спиральной галактике, подобные нашему Солнцу, располагаются как в рукавах, так и между ними, создавая довольно равномерное распределение звезд по диску. В отличие от гало, где проявления звездной активности чрезвычайно редки, в ветвях продолжается бурная жизнь, связанная с непрерывным переходом вещества из межзвездного пространства в звезды и обратно. Активное звездообразование в спиральных рукавах связано с более высокой плотностью вещества в них. Из-за этого возрастает среднее давление на облака газа, находящиеся в межзвездном пространстве. Когда газовое облако входит в более плотную часть спирального рукава, из-за повышения давления облако делится на более мелкие сгустки вещества, которые могут конденсироваться в звезды. В результате этого процесса внутри спиральных рукавов рождаются звезды. Таким образом, рукава представляют собой как бы гигантский космический инкубатор, в котором молодые звезды располагаются вблизи передней границы рукавов. Звезды галактического диска называют населением I типа.
Гало состоит в основном из очень старых, неярких небольших звезд, возникших на ранних стадиях эволюции Галактики - их возраст порядка 12 млрд. лет. Они расположены как поодиночке, так и в виде шаровых скоплений, включающих более миллиона звезд. Звезды сферической составляющей концентрируются к центру Галактики, и плотность вещества гало быстро падает с удалением от него. Звезды гало называют населением II типа.
Пространство между звездами заполнено разреженным веществом, излучением и магнитным полем. В диске особенно много межзвездной пыли, с температурой 15–25 К, которая образовалась в результате жизнедеятельности звезд. Средний радиус пылинок составляет доли микрометра. В настоящее время считают, что пылинки состоят из смеси железных и силикатных частиц, покрытых оболочками из органических молекул и льда. Суммарная масса пыли всего 0,03% полной массы Галактики, однако ее полная светимость составляет 30% от светимости звезд и полностью определяет излучение Галактики в инфракрасном диапазоне.
Анализ движения тел в Галактике показал, что ее масса должна быть на порядок больше той, которую мы определяем по видимым объектам. Значит, помимо гало, балджа и диска, с находящимися в них звездами и газом, есть огромные количества невидимого вещества, которое проявляет себя только в гравитационном взаимодействии, но не фиксируется никакими приборами. Его назвали темной материей. Диск и гало Галактики погружены в корону темной материи, размеры и масса которой в 10 раз больше, чем размеры диска и масса видимого вещества Галактики. Темная масса существует не только в нашей Галактике, но и в межгалактическом пространстве. Природа скрытой массы во Вселенной до сих пор неясна - мы все еще не знаем, из чего она состоит.
Читайте также: