АСТРОНОМІЯ - Навчальний посібник для профільної школи 2017

Частина 2. Основи астрономії

Розділ ІІІ. Елементи позагалактичної астрономії

Тема 3.1. Наша галактика

§ 26. Розподіл речовини в Галактиці та її супутники

Вступ

Астрономи ще до спостережень В. Гершеля знали — на зоряному небі можна спостерігати не лише зорі, але й слабкі туманні плями. У 1781 р. Шарль Месьє, який займався пошуком нових комет, склав каталог цих туманностей, що містив понад сотню таких об’єктів. Пізніше, з появою великих телескопів, було встановлено: деякі з туманностей насправді є тісними групами слабких зір — зоряними скупченнями. Серед них були й ті, що відомі з глибокої давнини (наприклад, Плеяди і Ясла).

Вивчивши матеріал цього параграфа, Ви будете:

• знати й розуміти поняття зоряне скупчення, туманність; природу зоряних скупчень; природу туманностей; супутники Галактики;

• уміти розрізняти за виглядом зоряні скупчення і туманності;

• оцінювати важливість вивчення розподілу речовини в Галактиці та її супутників.

Актуалізація раніше набутих знань / компетентностей

Треба повторити матеріал § 25 (Будова Галактики), а також матеріал щодо кінцевих етапів еволюції зір (§ 23).

Методичні поради щодо опанування навчального матеріалу

Зверніть увагу на те, що в нашій галактиці, окрім поділу на підсистеми (§ 25), існує розподіл за речовиною. Ідеться про окремі стійкі зоряні (скупченні й асоціації) та газопилові (туманності) утворення. Окрім цього, Галактика має кілька десятків (близько п’яти) супутників — карликових галактик, які перебувають у полі дії її гравітації. Ці зоряні системи зрештою зіллються з Галактикою, поповнивши її речовиною.

Пояснювальний текст

Розподіл речовини в Галактиці — нерівномірний. Окрім зір, у ній є зоряні скупчення й асоціації, а також туманності. Значна частина речовини нашої галактики сконцентрована в міжзоряному просторі — у газопилових хмарах. Довкола Галактики (у полі її сили тяжіння) є кілька десятків невеликих зоряних систем — її супутники.

1. Зоряні скупчення і асоціації. Пов’язані взаємним тяжінням групи зір спільного походження називають зоряними скупченнями. Їх поділяють на два види — розсіяні й кулясті.

Кулясті зоряні скупчення — це щільні системи, що складаються з сотень тисяч чи кількох мільйонів зір. Через велику взаємну силу тяжіння зір вони мають правильну, майже сферичну, форму, що істотно не змінюється мільярди років. Просторова концентрація зір у скупченні різко зростає від його периферії до центра, іноді досягаючи тисячі на 1 куб. св.р. Середня відстань між зорями становить приблизно 0,15 пк (6 св. місяців), а в центральних частинах — до 0,05 пк (2 св. місяці). Типові поперечники кулястих скупчень —21 пк — 61 пк (70—200 св.р.).

Розподіл цих об’єктів у Галактиці має сферичну форму — вони концентруються навколо її ядра, перебуваючи на значних відстанях від диска. Кулясті зоряні скупчення обертаються навколо галактичного центра з періодами в сотні мільйонів років. Їхні орбіти — це дуже витягнуті еліпси, по-різному нахилені до площини нашої зоряної системи.

Зорі кулястих скупчень найстаріші в Галактиці. Їх вік становить 5—6, а інколи й більше 12 млрд років. За такий час масивні зорі, що виникли на початку формування скупчення, віджили свій вік, тому в кулястих зоряних скупченнях нині присутні лише маломасивні зорі, більшість з яких перебуває на пізніх стадіях еволюції. Головна особливість цих зір — знижений вміст важких хімічних елементів — майже у 100 разів менший, порівнюючи з Сонцем, і відсутність серед них блакитних зір.

В кулястих скупченнях є багато пульсуючих змінних зір, що належать до різних типів. Найчисленнішими (до 90%) є змінні типу RR Ліри. RR Ліри або ліриди — це короткоперіодичні цефеїди, гіганти спектральних класів А—F, період пульсації яких становить 0,2—1,2 доби. Вони мають температури поверхонь 6400—7600 К (жовто-білий колір), маси 0,6 сонячної і перебувають на прикінцевих стадіях своєї еволюції.

З’ясовано, що в кожному окремому кулястому скупченні хімічний склад зір схожий, але від скупчення до скупчення він може бути дуже різним. Загалом скупчення, що лежать ближче до центра Галактики, багатші на метали, ніж периферійні скупчення.

Рис. 26.1. Своїм зовнішнім виглядом кулясті скупчення вирізняються серед інших об’єктів. Унаслідок дуже великих відстаней від Землі їх майже неможливо спостерігати неозброєним оком. Лише три з них (у сузір’ях Геркулеса, Змії і Стрільця) в темні безмісячні ночі можна побачити без допомоги телескопа, як украй слабкі туманні плями. Найяскравіші кулясті скупчення можна побачити в невеликі телескопи як туманні плями, по краях яких розкидані слабкі зорі. Найяскравіші з них: М13 (сузір’я Геркулеса), МЗ (сузір’я Гончих Псів), М4 (сузір’я Скорпіона), М22 (сузір’я Стрільця) і М5 (сузір’я Змії).

Розсіяні зоряні скупчення об’єднують від кількох десятків до кількох тисяч зір і містяться в диску Галактики поблизу галактичної площини. Інколи їх називають відкритими, бо вони не мають чіткої зовнішньої межі. За спостережень ці скупчення проявляють себе як ділянки, на яких є більше зір, ніж у середньому на небі. Якщо, наприклад, у тій частині Молочного Шляху, де перебуває зараз Сонце, середня відстань між зорями становить 2 —3 пк (6—7 св. р.), то в розсіяних скупченнях така відстань становить 0,6 пк (2 св. р.).

У структурі розсіяних зоряних скупчень виділяють ядро, діаметр якого не перевищує 20— 30 пк (65—100 св.р.), у середньому 5—6 пк (15—20 св.р.), і корону, діаметр якої у 2—10 разів більший, ніж діаметр ядра.

Зорі розсіяних скупчень зазвичай молоді віком — приблизно десятки чи сотні мільйонів років. Проте трапляються скупчення, де зорі мають вік у кілька мільярдів років (5—6 млрд р.), наприклад, М67. Отже, розсіяні скупчення можуть бути між собою значно відмінні зоряним складом. У молодих скупченнях, окрім інших зір, є багато блакитних гігантів, але немає гігантів червоних. У скупченнях віком у мільярди років навпаки: є червоні надгіганти, гіганти, цефеїди, спалахуючі та ін., що властиво зорям на пізніх етапах еволюції, але немає блакитних гігантів.

Взагалі розсіяні скупчення не завжди досягають «глибокої старості». Через слабкий гравітаційний зв’язок між членами скупчення й під упливом гравітаційного поля Галактики за проміжок часу від кількох сотень мільйонів до кількох мільярдів років вони розпадаються. Найстаріші розсіяні зоряні скупчення водночас і найщільніші, вочевидь, в них діють великі гравітаційні сили.

Зорі в кожному окремому розсіяному скупченні мають приблизно однаковий хімічний склад, що свідчить про їх спільне походження. Загалом вміст важких хімічних елементів у зорях різних скупчень різниться не більше, ніж у 5 разів, і в середньому близький до сонячного. Хоча відмінність у хімічному складі окремих зір у скупченні може бути значною, якщо це скупчення великого віку. Масивні зорі в таких скупченнях встигли далеко пройти своїм еволюційним шляхом і значно змінити хімічний склад, порівнюючи з початковим. Крім того, спостереження вказують на можливу залежність хімічного складу розсіяних скупчень від відстані до центра Галактики: що ближче скупчення до центра, то більше в ньому важких елементів.

Вивчення зоряних скупчень дуже важливе для розуміння процесів еволюції зір, хоча вивчати їх не просто. Через низьку зоряну щільність зорі скупчень легко сплутати з випадковими зорями, що лежать в тому самому напрямку. Виділити реальні групи зір можна, дослідивши їхній рух у просторі й відстані від Сонця. Якщо зорі, що містяться приблизно на однаковій відстані від нас, рухаються в одному напрямку, мабуть таки вони справді пов’язані в одну систему. Нині виявлено понад 1200 розсіяних скупчень. Найвідоміші серед них — Плеяди (М45) і Гіади в сузір’ї Тельця. Крім них, привертають увагу дуже яскраві й красиві розсіяні скупчення: М44 (Ясла) в сузір’ї Рака, h і χ у сузір’ї Персея, М6 у сузір’ї Скорпіона, М35 у сузір’ї Близнюків.

Рис. 26.2. Розсіяні зоряні скупчення: Плеяди — М45 в сузір’ї Тельця (а) і h і χ в сузір’ї Персея (б).

Окрім розсіяних зоряних скупчень, у Галактиці відкрито ще один схожий тип утворень, де зорі мають спільне походження. Це — зоряні асоціації. Вонине такі щільні, як скупчення, і більші розмірами: типова їх протяжність становить 60—100 пк (200—300 св. р.).

У зоряних асоціаціях можна одразу знайти до кількох десятків гарячих блакитних зір високої світності, які рідко трапляються у природі через їхнє коротке життя. Деякі зорі в асоціаціях такі молоді, що навіть не сформувалися остаточно. Типом зоряного населення асоціації поділяються на ОВ- і Г-асоціації.

Типове населення ОВ-асоціацій — гарячі блактині гіганти спектральних класів О та В. Це — дуже масивні зорі (10—50 мас Сонця), які швидко еволюціонують. Прикладом ОВ-асоціації є група зір, що оточують розсіяне скупчення h і χ Персея. В ОВ-асоціаціях є багато газопилової матерії, але під дією тиску випромінювання О-зір вона швидко вимітається за їх межі. Враховуючи те, що зорі в таких асоціаціях перебувають досить далеко одна від одної і гравітаційно між собою пов’язані слабко, це може призвести до того, що з часом густина речовини в асоціації стане замалою для утримання зір укупі, й вона розсіється під впливом гравітаційного поля Галактики. ОВ-асоціації мають поперечники від 30 до 200 пк (100 — 600 св.р.). У деяких з них виявлені розсіяні зоряні скупчення.

Г-асоціації містять велику кількість зір типу Г Тельця. Це — молоді нестаціонарні зорі, що перебувають у процесі стискання і світять за рахунок перетворення гравітаційної енергії в теплову. Зорі типу Г Тельця ще не вийшли на головну послідовність діаграми Герцшпрунга- Рассела, для них властива велика втрата маси через активне витікання речовини з поверхні. Вони мають маси до 3-х сонячних і належать до спектральних класів G, K та M, тобто мають жовті, оранжеві та червоні кольори. Оскільки Г-асоціації є досить щільними угрупуваннями (їхні поперечники не перевищують кількох десятків світлових років) з малими розбіжностями у швидкостях зір, вони можуть бути доволі стійкими.

До складу ОВ-асоціацій у невеликій кількості часто входять і зорі типу Т Тельця, тому їх іноді називають асоціаціями ОВ+Т. Але до складу Т-асоціацій рідко входять зорі О та В.

Асоціації, зазвичай, пов’язані з масивними хмарами холодного молекулярного газу, з якого й виникають зорі. Ця обставина дозволила зробити важливий висновок — об’єкти зоряних асоціацій перебувають там, де й народилися. Справді, асоціації виявилися місцем зореутворення, де цей процес або нещодавно закінчився, або триває й нині.

Рис. 26.3. Зоряна асоціація NGC 3603.

2. Туманності. До початку XX ст. астрономи називали туманністю будь-який об’єкт незоряної природи, що мав вигляд дифузної (розмитої) світлої плями. Згодом, завдяки використанню потужніших телескопів, було з’ясовано, що багато з таких туманностей насправді є зоряними системами або галактиками. Нині в астрономії туманностями називають скупчення газу й пилу, що відокремлені у просторі та пов’язані силами гравітації або зовнішнім тиском. Їх маса може бути від 0,1 до 10 000 мас Сонця, а розмір — від 1 до 10 парсек. Туманності виокремлюються на тлі зоряного неба своїм випромінюванням або поглинанням випромінювання.

Туманності, що є в Галактиці, поділяють, відповідно до їх зовнішнього вигляду, на планетарні й дифузні, а відповідно до фізичної природи, — на газові, пилові та газопилові. Всі планетарні туманності й частина дифузних є газовими. Пилові туманності бувають і світлими (рис. 26.4), і темними (рис. 26.5).

Водночас світлі туманності поділяють на відбиваючі й такі, що світять самі (світлі емісійні туманності, спектр яких, головно, складається з ліній випромінювання). Відбиваючі туманності — це газопилові хмари, що самі не випромінюють, а лише відбивають світло близьких до них зір. Вони мають неперервний спектр, пересічений слабкими лініями поглинання. Оскільки газ у складі таких хмар краще розсіює короткохвильове випромінювання, туманності цього типу мають синювате забарвлення. Відоме зоряне скупчення Плеяди оточене світлою туманністю, що на фотографіях має блакитно-синій колір.

Туманності, що світять, — це хмари, поряд з якими є молоді гарячі зорі, здатні своїм ультрафіолетовим випромінюванням збуджувати атоми газу. Атом водню, поглинаючи ультрафіолетовий квант, іонізується, а коли згодом електрон з’єднується з протоном, щоб знову утворити нейтральний атом, поглинуту раніше енергію він випромінює як видиме світло. Отак хмара світиться.

Темні туманності — це щільні зазвичай молекулярні газопилові хмари, непрозорі через поглинання пилом світла віддаленіших зір. Вони не випромінюють світла, тому здаються чорними, а видимими стають за умови контрасту зі світлішими сусідніми ділянками зоряного неба. Однією з найвідоміших темних туманностей є туманність Кінська Голова в сузір’ї Оріона.

Рис. 26.4. Одна з найвідоміших світлих туманностей — туманність Оріона (М42), що лежить на відстані 460 пк (1500 св. р.) від Землі. Це найяскравіша на небі дифузна світла туманність, яку можна бачити навіть неозброєним оком. Її видима поверхня у 4 рази перевищує площу повного Місяця, а лінійний діаметр становить майже 10 пк (30 св. р.). Основні кольори видимого спектра туманності — червоний (випромінювання іонізованого водню), і зелений (випромінювання атомів кисню).

Рис. 26.5. Одна з найвідоміших у північній півкулі неба темних туманностей — Кінська Голова в сузір’ї Оріона. Характерна ознака темних туманностей — майже повна відсутність у них зір.

Саме тому їх інколи називають «вугільними мішками» на зоряному небі. Темні туманності складаються з маленьких пилинок різних розмірів, в середньому 10-5 см. Вони сильно послаблюють світло, яке йде від зір, що лежать позаду туманності. Іноді туманність послаблює світло зір, що проходить через неї, у 10 і більше разів.

Наприкінці XVIII ст. В. Гершель назвав слабкі туманні об’єкти, чий вигляд нагадував йому планетні диски Урана й Нептуна, планетарними туманностями. Нині відомо, що вони не пов’язані з планетами, проте історично склалося так, що ця назва за ними закріпилася.

Згадаймо — планетарна туманність — це кінцевий етап еволюції червоного гіганта. Скинута оболонка зорі (приблизно 0,1—0,2 сонячної маси), розширюється сферично у вигляді туманності в космічний простір, а її оголене ядро перетворюється в білий карлик. Ця зоря — ядро планетарної туманності (температура не нижча за 30 000 К, а в деяких ядер більша за 100 000 К) — і є джерелом світіння туманності (Додаток 2). Виявлено розширення оболонок планетарних туманностей зі швидкостями близько 20 — 40 км/сек. Поперечники планетарних туманностей бувають від сотих часток парсека до одного парсека (0,03 — 3,3 світлових роки), тобто всі вони значно більші, ніж поперечник Сонячної системи.

Рис. 26.6. Планетарна туманність Равлик у сузір’ї Водолія.

Частина дифузних туманностей є залишками спалахів наднових зір. Згадаймо, що наймасивніші зорі закінчують своє існування вибухом Наднової. Після вибуху залишається нейтронна зоря, а зі скинутої оболонки утворюється новий астрономічний об’єкт — волокниста туманність. Велику кількість відомих на сьогодні залишків Наднових відкрито завдяки їх потужному радіовипромінюванню.

Зважаючи на те, що вперше таке випромінювання було виявлене в прискорювачах елементарних частинок — синхротронах, його називають синхротронним. Заряджені частинки із швидкостями близькими до світлової рухаються в магнітному полі вздовж спіралей, накручених на магнітні силові лінії. Розмір витків спіралі залежить від заряду частинки, її маси й напруженості магнітного поля. Рухаючись, частинка поступово втрачає енергію, що йде на випромінювання електромагнітних хвиль. Це випромінювання зосереджується у вузькому конусі, направленому вздовж вектора її миттєвої швидкості. Випромінювання окремих частинок (у космосі — це, головно, електрони), що мають різні швидкості, утворює спостережуване синхротронне випромінювання.

Туманності — залишки Наднових — це відносно молоді об’єкти, їх вік становить від кількох сотень до кількох тисяч років. Це пов’язано з тим, що згодом вони розріджуються й фактично зникають.

Дуже часто великі дифузні газові туманності мають досить хаотичні, химерні форми, що свідчить про їх нестабільность. Міжзоряне магнітне поле, ймовірно, деякою мірою перешкоджає розсіюванню дифузної речовини. Маси дифузних емісійних туманностей дуже різні: від часток сонячної маси до кількох сотень, а іноді до 1 — 5 тисяч мас Сонця.

3. Супутники Галактики. Перші два супутники нашої галактики було відкрито 1519 р. під час кругосвітньої подорожі Фернандо Магеллана. Ці туманні плями, видимі неозброєним оком на зоряному небі південної півкулі Землі, назвали відповідно Великою й Малою Магеллановими Хмарами.

Рис. 26.7. Велика і Мала Магелланові Хмари на зоряному небі Землі.

Те, що Магелланові Хмари є зоряними системами, астрономи з’ясували тільки тоді, коли навчилися визначати відстані до таких об’єктів (§ 27, п. 1). Велика Магелланова Хмара міститься на відстані понад 52 000 пк (170 000 св. років), а Мала — 61 000 пк (200 000 св. р.). Обидві Хмари поєднані з нашою галактикою Магеллановим потоком, що складається з газу.

До початку 90-х років ХХ ст. ці об’єкти вважали єдиними супутниками Галактики. Але відтоді, як 1994 р. було виявлено карликову галактику в сузір’ї Стрільця (вона лежить на відстані приблизно 16 000 пк (52 тис. св. р.) від центра Галактики), кількість супутників зросла до кількох десятків. Ці об’єкти лежать, зокрема, в сузір’ях Геркулеса, Діви, Лева, Великого Пса та ін.

Рис. 26.8. Карликова галактика в сузір’ї Стрільця — один із найближчих супутників Галактики.

Усі вони є невеликими (розміром, масою, кількістю зір) галактиками, що перебувають у полі тяжіння нашої зоряної системи. Імовірно, що якась частина зір цих галактик вже перебуває в гало Молочного Шляху. Тобто повільно відбувається процес поглинання Галактикою цих карликових зоряних систем. Через кілька мільярдів років наша галактика поглине й обидві Магелланові Хмари. Ця подія приведе до того, що Галактика додатково отримає велику кількість міжзоряної речовини (її стане приблизно вдвічі більше, ніж є нині), а також багато молодих яскравих зір, що будуть утворюватись. Загалом такі зміни омолодять нашу зоряну систему — вона, ймовірно, стане активнішою, ніж тепер.

Типове завдання

Визначіть на світлинах, поданих до цього завдання, типи туманностей.

Рис. 26.9. Туманності різних типів.

Навчальне завдання

• Поясніть, в чому полягає істотна відмінність між зоряними скупченнями та зоряними асоціаціями.

Висновки

Розподіл речовини в Галактиці дуже нерівномірний. Окрім зір, у нашій зоряній системі є зоряні скупчення (розсіяні й кулясті) та асоціації, а також різної природи туманності. Значна частина речовини нашої галактики сконцентрована в міжзоряному просторі — у газопилових хмарах.

Запитання для самоперевірки

1. Як називають групи зір у Галактиці, що пов’язані між собою взаємним тяжінням? Наведіть їх приклади.

2. Яка речовина утворює в Галактиці туманності?

3. В яких утвореннях Галактики є зорі однакового віку й однакового початкового хімічного складу? Чому? Чи й надалі хімічний склад цих зір буде однаковий?

4. Поясніть, чому кулясті скупчення зір Галактики спостерігають у різних ділянках неба на зразок окремих зір?

5. У Галактиці відомо кілька типів туманностей, не схожих між собою. Що спільного є у всіх цих туманностей?

Додаткові та цитовані джерела інформації до § 26

• Розділ «Наша галактика» Українського астрономічного порталу. (http://www.astrosvit.in.ua/statti/nasha-halaktyka)

• Відео-ролик про «політ» до зоряної асоціації NGC 3603. (http://www.youtube.com/watch?v=JNGrCVQXYfU&feature=player_embedded)

Додатки

Додаток 1

Діаграми Герцшпрунга-Рассела для різних типів зоряних скупчень

Діаграми Герцшпрунга-Рассела для різних типів зоряних скупчень сильно різняться між собою. Наприклад, через те, що розсіяні скупчення бувають і дуже молодими (кілька мільйонів років), і дуже старими (до 10 млрд років), головною особливістю їхніх діаграм є різноманітність (рис. 26.9.а). На них чітко простежується головна послідовність.

На діаграмі Герцшпрунга-Рассела для кулястих скупчень (рис. 26.9. б) важко виділити головну послідовність: її ознаки можна виявити тільки в нижній частині, де містяться найхолодніші зорі. Це пояснюється тим, що найгарячіші і найяскравіші зорі вже пройшли стабільну фазу свого життя, а отже, покинули межі головної послідовності, змістившись у зону червоних гігантів або й у зону білих карликів.

Рис. 26.10. Діаграми Герцшпрунга-Рассела для розсіяних (а) і кулястих (б) зоряних скупчень.

Додаток 2

Природа планетарної туманності

Механізм світіння планетарних туманностей полягає у перевипромінюванні газом поглинутої перед тим енергії (явище люмінесценції). Білий карлик, що міститься в центрі туманності, має температуру 10 000 К і більше та є джерелом інтенсивного ультрафіолетового випромінювання. Це випромінювання туманність поглинає, а потім випромінює з довжиною хвилі, характерною для атомів, з яких вона складається. Вивчення спектрів планетарних туманностей дозволило визначити їх хімічний склад: водень (70%), гелій (28%), вуглець, азот і кисень (у цілому 2%). Інші елементи, серед яких сірка, неон, натрій і аргон, присутні в мінімальних кількостях.

Температура всередині планетарної туманності становить приблизно 10 000 К, тоді як густина — від кількох атомів на 1 см3 у розрідженому центральному околі білого карлика до приблизно 100 000 атомів на 1 см3 у найщільніших ділянках.

Розміри планетарних туманностей залежать від їхнього віку. Як об’єкти, що повсякчас розширюються, вони поступово розріджуються, деформуючись, коли зіштовхуються з міжзоряною речовиною. За час у 30 000—50 000 років вони цілком розсіюються і стають невидимими.

За результатами вивчення § 26 Ви маєте:

знати й розуміти

поняття зоряне скупчення, туманність; природу зоряних скупчень; природу туманностей; супутники Г алактики.

уміти

розрізняти за виглядом зоряні скупчення і туманності.

оцінювати

важливість вивчення розподілу речовини в Галактиці та її супутників.






Відвідайте наш новий сайт - Матеріали для Нової української школи - планування, розробки уроків, дидактичні та методичні матеріали, підручники та зошити

Віртуальна читальня освітніх матеріалів для студентів, вчителів, учнів та батьків.

Наш сайт не претендує на авторство розміщених матеріалів. Ми тільки конвертуємо у зручний формат матеріали з мережі Інтернет які знаходяться у відкритому доступі та надіслані нашими відвідувачами.

Всі матеріали на сайті доступні за ліцензією Creative Commons Attribution-Sharealike 3.0 Unported CC BY-SA 3.0 та GNU Free Documentation License (GFDL)

Якщо ви являєтесь володарем авторського права на будь-який розміщений у нас матеріал і маєте намір видалити його зверніться для узгодження до адміністратора сайту.

Дозволяється копіювати матеріали з обов'язковим гіпертекстовим посиланням на сайт, будьте вдячними ми приклали багато зусиль щоб привести інформацію у зручний вигляд.

© 2007-2019 Всі права на дизайн сайту належать С.Є.А.