КУРС ЗАГАЛЬНОЇ АСТРОНОМІЇ - С. М. АНДРІЄВСЬКИЙ 2007

Частина VII

ОСНОВИ ГАЛАКТИЧНОЇ І ПОЗАГАЛАКТИЧНОЇ АСТРОНОМІЇ

Розділ 19

НАША ГАЛАКТИКА

19.5. Рух Сонячної системи. Обертання Галактики

Знайдені зі спостережень швидкості зір не відображають повністю їхніх власних рухів у Галактиці, оскільки ці швидкості визначені відносно Сонця, яке разом із Землею та іншими планетами також рухається у просторі. Тобто у визначених швидкостях зір є компонент, зумовлений просторовим рухом Сонця і який називається паралактичним компонентом швидкості.

Швидкості зір, звільнені від впливу власного руху Сонця у просторі, називаються пекулярними швидкостями зір (від. лат. peculiaris — властивий, особливий). Для їх обчислення спочатку треба визначити самі компоненти просторової швидкості Сонця.

В результаті ретельних спостережень зір до 6m було встановлено, що:

— у середньому найменший власний рух мають зорі, які концентруються до двох взаємно протилежних ділянок неба — одне у сузір'ї Геркулеса з приблизними координатами центра α = 18h , δ = +30° і друге — в сузір'ї Голуба (6h, —30° );

— найбільший у середньому власний рух мають зорі, які на небі знаходяться у межах смуги, равновіддаленої на 90° від центрів вказаних ділянок;

— середнє значення променевої швидкості за модулем є максимальним для зір з ділянок у сузір'ях Геркулеса і Голуба, а мінімальним у межах вищезгаданної смуги;

— для зір у напрямі сузір'я Геркулеса середнє значення променевої швидкості є від'ємним, а для зір у напрямі сузір'я Голуба — додатним.

Виходячи з цих спостережуваних фактів, можна дійти висновку, що у галактичному просторі відносно групи яскравих зір наша Сонячна система рухається у напрямі на сузір'я Геркулеса. Та точка неба, у напрямі на яку вона рухається, називається сонячним апексом (від. лат. apex — вершина), а діаметрально протилежна точка неба — сонячним антиапексом. Точні координати апекса визначають шляхом детального статистичного аналізу власного руху для великої кількості зір, розташованих у різних ділянках неба, але об'єднаних за якимись спільними ознаками (наприклад, зорі до певної зоряної величини або тільки зорі головної послідовності з околиць Сонця, або тільки віддалені від Сонця зорі, наприклад, зорі типу RR Ліри або ін.). Природно, що відносно різних груп зір рух Сонця буде описуватися різними значеннями просторової швидкості та різним положенням апекса. Як вже було сказано вище, рух Сонця відносно яскравих зір направлений до точки неба з екваторіальними координатами α = 18h00m, δ = +30°. Ця точка — стандартний сонячний апекс. Якщо ж із цієї групи найяскравіших зір вилучити досить далекі зорі-гіганти і залишити лише зорі головної послідовності, які знаходяться значно ближче до Сонця, то рух Сонця буде спрямований в точку з дещо відмінними від попередніх координатами: α = 17h40m, δ = +21°. Цей апекс звуть апексом основного руху Сонця. Він також є в сузір'ї Геркулеса, а його антиапекс — у сузір'ї Голуба.

Якщо координати апекса надійно встановлені, то просторову швидкість руху Сонця V@ відносно вибраної групи зір можна визначити з рівнянь типу:

image11

Таке рівняння записують для кожної зорі групи. У ньому V — променева швидкість зорі, яка визначається із спектральних спостережень, а λ є кутова відстань зорі від апекса (обчислюється за відомими екваторіальними координатами зорі і апекса). У рівнянні 19.4 є дві невідомі — швидкість руху Сонця V0 і пекулярна швидкість зорі V'. Кількість рівнянь дорівнює числу зір N у досліджуваній групі. Таку систему можна розв'язати методом найменших квадратів. При цьому роблять досить природне припущення, щоimage12оскільки пекулярні швидкості зір є довільними за модулем і напрямом, тому їхні проекції на промінь зору при усередненні взаємно виключаються. Таким чином отримуємо одне нормальне рівняння для визначення швидкості руху Сонця по відношенню до розглянутої групи зір:

image14

Так було знайдено, що відносно яскравих зір Сонце рухається зі швидкістю Vʘ = 19,5 км/с. Якщо визначити рух Сонця тільки відносно близьких зір головної послідовності, результат буде такий: Vʘ = 15,5 км/с.

Вимірювання променевих швидкостей і власних рухів зір дає змогу зробити певні висновки не тільки стосовно руху Сонця відносно виділеної групи зір, а також щодо його обертання навколо центра Галактики. У більш широкій постановці проблеми мова йде про визначення характеру залежності швидкостей зір Галактики від відстані до її центра. Тут існують дві граничні можливості — зорі у галактичній площині обертаються навколо центра за законом Кеплера або за законом твердого тіла. Для розглядання першої можливості вихідною може бути аналогія з рухом планет навколо Сонця. Наприклад, якщо r — відстань планети від Сонця, Т — її сидеричний період обертання (Т ~ r372), то кутова швидкість орбітального руху планети image13 а лінійна — відповідноimage15Тобто зі зростанням відстані від Сонця ця швидкість повільно зменшується. Аналогічним мав би бути і рух зір у системі, в якій основна частина маси сконцентрована в її центрі і яка гравітаційно обумовлює рух своїх периферійних частин. І, навпаки, у системі, що обертається як тверде тіло (наприклад, як колесо велосипеда), кутова швидкість не залежить від відстані до центра, а лінійна швидкість руху будь-якого фіксованого елемента маси зростає за законом V ~ r. Як показав аналіз, такий випадок може реалізовуватися і в зоряній системі (яка, природно, не є твердим тілом) за умови рівномірного розподілу в ній зір від центра до переферії. Тут орбітальні швидкості зір були б прямо пропорційні їх відстаням до центра системи.

Шляхом вимірювання променевих швидкостей зір і газових хмар у різних напрямах від Сонця і сформулювали закон обертання Галактики. Як виявилося, у площині Галактики характер обертання зір є проміжним між двома згаданими вище граничними випадками. Як зображено на рис. 19.8, лінійна швидкість спочатку зростає з відстанню від центра, досягає максимуму близько 240 км/с і зберігається майже на незмінному рівні аж до периферії. Така поведінка свідчить про те, що разом із значною концентрацією речовини Галактики в її центральній частині, існує досить рівномірний розподіл решти маси по всьому об'єму. За значенням швидкостей зір на різних відстанях від центра Галактики з'ясовано особливості розподілу в ній маси та її загальне значення. За оцінками, маса речовини Галактики, яка знаходиться усередині галактичної орбіти Сонця, становить 1,1· 1011 Мʘ, тоді як повна маса Галактики 7,0·1011Μʘ± 2,5· 1011 Мʘ, причому не менше 20% мало б бути рівномірно розподілено в усій Галактиці.

image16

Рис. 19.8. Розподіл швидкостей обертання зір і газу у диску Галактики

Перебуваючи на відстані близько 8 кпк від центра Галактики, Сонце здійснює повний оберт навколо нього приблизно за 200 млн. років. Цей проміжок часу названо галактичним роком. Таким чином за час свого існування (близько 4.6 млрд. років) Сонце зробило вже більше 20 обертів навколо галактичного центра.






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.