КУРС ЗАГАЛЬНОЇ АСТРОНОМІЇ - С. М. АНДРІЄВСЬКИЙ 2007

Частина VII

ОСНОВИ ГАЛАКТИЧНОЇ І ПОЗАГАЛАКТИЧНОЇ АСТРОНОМІЇ

Розділ 19

НАША ГАЛАКТИКА

19.7. Морфологічні властивості Галактики

Галактичний диск. Більша частина зір Галактики разом з газопиловою матерією, для яких обертання відбувається навколо єдиного центра і майже в одній площині, утворюють її диск. Орбіти цих зір і газопилових хмар диска у першому наближенні вважаються коловими. Диск можна поділити на три кільцеві зони — зовнішню (галактоцентричні відстані Rg> Rg ʘ), проміжну (3 кпк < Rg < RGʘ) і центральну (RG < 3 кпк). Тут RG ʘ — галактоцентрична відстань Сонця, вона дорівнює приблизно 8 кпк.

Властивості газу в диску вивчають за допомогою радіоастрономічних методів. Як знаємо (див. підрозділ 8.6), нейтральний водень випромінює радіохвилі на довжині λ = 21 см. Відповідно до ефекту Доплера ця емісійна лінія буває розширена, по-перше, завдяки тепловому рухові самих атомів водню газової хмари і, по-друге, завдяки рухам окремих хмар, що перебувають на промені зору спостерігача. У більшості напрямів замість одної реєструють кілька окремих ліній — компонентів. Це зрозуміло: перебуваючи на різних відстанях від центра Галактики, окремі хмари водню рухаються навколо нього з різними швидкостями. Якщо радіотелескоп спрямовано на центр Галактики (І = 0°), променева швидкість хмар V = 0, і розширення лінії 21 см зумовлене лише тепловими рухами атомів. У разі спостережень в напрямах І Ф 0° проекції швидкостей газових хмар, які перебувають на різних відстанях від центра, вже не нульові. Тому для кожного значення довготи І у спектрі радіодіапазону буде зафіксовано декілька емісійних компонентів, зміщених один відносно іншого згідно з ефектом Доплера. Спостереження радіоемісії на довжині хвилі 21 см у широкому інтервалі галактичних довгот дозволяє оцінити відстані від галактичного центра і швидкості газових хмар (рис. 19.10), а також знайти розподіл газової речовини у площині диска. В останні роки для вирішення такої задачі проводять дуже чутливі спостереження радіовипромінювання молекул CO на довжині хвилі 2,6 мм. Вони дозволяють одержати характеристики міжзоряного газового середовища в диску Галактики навіть з більшою точністю, ніж спостереження радіовипромінювання нейтрального водню. На рис. 19.11 показано розподіл поверхневої густини газу в галактичному диску в залежності від галактоцентричної відстані (поверхнева густина — це кількість газу в об'ємі з основою в 1 кв. пк і висотою, яка дорівнює товщині галактичного диска на певній галактоцентричній відстані). Зауважимо, що в міру віддалення від центра Галактики товщина газової складової диска поступово збільшується (приблизно у три рази на відстані від 4 кпк до 16 кпк), а на відстані Сонця вона становить приблизно 600 пк.

У наш час зоряне населення диска складається з зір, які сформувалися з газопилових хмар, вже істотно збагачених хімічними елементами, синтезованими Надновими. Природно, що залишки Наднових типу II та lb (нейтронні зорі), а також залишки менш масивних зір усіх попередніх поколінь галактоцентричної відстані; ширина смуги обумовлена невизначеністю спостережуваних результатів, отриманих різними дослідниками (білі карлики) теж складають відповідну частину населення диска. Процес збагачення хімічними елементами міжзоряного середовища в галактичному диску відбувається безперервно. Тому кожне наступне покоління зір з окремої ділянки диска вміщає в собі важчих за водень елементів дещо більше, ніж попереднє. Наприклад, на рис. 19.12 показано розподіл відносного вмісту заліза, знайденого шляхом спектроскопічного аналізу галактичних цефеїд, які належать до молодого населення диска. Добре видно, що рівень вмісту заліза має тенденцію до підвищення у напрямі галактичного центра, де просторова концентрація зір, а, отже, і очікувана частота спалахів Наднових, є більшою. У зовнішній частині диска вміст заліза приблизно у 3 рази нижчий порівняно із середнім значенням, типовими для проміжної частини.

image18

Рис. 19.10. До визначення відстаней і швидкостей газових хмар за спостереженнями нейтрального водню на довжині хвилі 21 см

image19

Рис. 19.11. Середня поверхнева густина газу Σп (в одиницях Мʘ/пк2) галактичного диска в залежності

від

image20

Рис. 19.12. Розподіл відносного вмісту заліза в атмосферах зір у диску Галактики за даними про галактичні цефеїди; положення Сонця вказано перетином двох крапкових ліній

Спіральна структура. За всіма наявними сьогодні даними диск нашої Галактики має спіральну структуру; цей висновок зробили на основі дослідження розподілу в ній водню шляхом спостережень у радіодіапазоні (рис. 19.13).

image21

Рис. 19.13. Спіральна структура Галактики за розподілом водню

Як видно з рис. 19.13, дотепер вдалося вивчити лише ті частини спіральних рукавів, які знаходяться на тому ж боці відносно центра Галактики, що й Сонячна система. Вважають, що ближче до центра Галактики ми спостерігаємо частину так званого рукава Косинця (тобто більша частина цього рукава спостерігається нами у напрямі сузір'я Косинця). За ним виділяється рукав Щита, а ще далі розташований третій, потужніший рукав, який складається з нейтрального водню і великої кількості гарячих зір спектральних класів О і В, це рукав Стрільця — Кіля. Наступний рукав нейтрального водню і голубувато-білих гарячих зір називається рукавом Оріона — Лебедя. Саме на його краю на відстані близько 8 кпк від центра Галактики і на 14 пк на північ від галактичної площини зараз перебуває Сонце з його планетною системою. Ще далі знаходиться рукав Персея. Зауважимо, що вивчати спіральну структуру Галактики дуже важко, оскільки ми перебуваємо безпосередньо в галактичній площині. Сильне поглинання світла перешкоджає надійному визначенню структури диска на значних відстанях від Сонця. Тож сьогодні можна впевнено говорити про існування двох потужних рукавів — Стрільця — Кіля і Персея, хоча кількість основних рукавів, можливо, становить не менше чотирьох. їх положення у диску відносно Сонця схематично показано на рис. 19.14. Спіралі такого типу називаються логарифмічними — для них кут між дотичною до лінії спіралі у будь-якій точці і променем, проведеним із центра через цю точку, є однаковим для усіх витків. Для моделювання спіральних рукавів нашої Галактики цей кут приймають рівним близько (90 + 13)°.

image22

Рис. 19.14. Схематична модель спіральної структури диска Галактики у полярній системі координат, в якій центр співпадає з галактичним центром; вказано положення Сонця (кружок) і центральної перемички

У спіральних рукавах скупчена основна частина газопилових хмар, а також зір ранніх спектральних класів, оточених зонами HII. Якраз сяйво наймолодших зір I типу населення, що входять до рукавів, утворює на небі Молочний Шлях. Переважна ж більшість зір пізніх спектральних класів, а також залишків зір, розташована поза спіральними вітками і розподілена рівномірно по всьому диску Галактики.

Одною з найактуальніших проблем, що стосуються будови нашої, а також інших спіральних систем, про які мова йде у наступному розділі, є походження та підтримка існування упродовж тривалого часу спіральної структури. Існують дві гіпотези, здатні пояснити утворення спірального візерунка. Перша з них — це гіпотеза безперервного процесу утворення зір. Якщо в якійсь частині зоряної системи, яка ще не має спіральних рукавів, починається зореутворення, воно безумовно пошириться і на сусідні ділянки. Справді, у зонах активного зореутворення масивні зорі спалахують як Наднові, внаслідок чого генеруються потужні ударні хвилі, які розповсюджуються у навколишньому міжзоряному середовищі та призводять до стискування сусідніх газопилових хмар, що, у свою чергу, ініціює утворення зір наступного покоління. Так цей процес поступово поширюється від центра Галактики до її окраїн. За наявності диференційного обертання газу в диску (кутова швидкість зменшується з віддаленням від центра) зони активного зореутворення, підігріті випромінюванням молодих гарячих зір, повинні згодом прийняти вигляд продовгуватих рукавів нечітко визначеної форми. Такі «аморфні» спіралі і спостерігаються в деяких дискових галактиках, як це показано на рис. 19.15.

З іншого боку, велика кількість спіральних галактик має чітко визначені спіральні рукави. Формування таких структур пояснюють у рамках гіпотези, за якою спіральні рукави є хвилями густини, що поширюються по галактичному диску. Обертання диска галактики, який має великі розміри, але відносно малу товщину, є гідродинамічно нестійким. Детальний теоретичний аналіз процесу виникнення хвильових рухів у галактичних дисках вперше провели американські вчені К. Лін і Ф. Шу в середині 60-х років минулого століття. Вони показали, що газ і пил безперервно накопичуються в зоні підвищеного гравітаційного потенціала, якою є спіральна хвиля. Спіральний візерунок має «твердотільне» обертання (кутова швидкість не залежить від галактоцентричної відстані) і зберігається упродовж багатьох обертів галактики.

Для підтримання спіральної структури протягом тривалого проміжку часу потрібен зовнішній вплив. Вважається, що це може бути, наприклад, гравітаційне збурення диска одної галактики з боку іншої при їх значному зближенні. Таким чином, не виключено, що зовнішній вигляд галактики суттєво залежить від її оточення. Про це мова буде йти у підрозділі 20.7.

image23

Рис. 19.15. Спіральна галактика NGC 7793 з нечітко визначеною спіральною структурою

Оскільки кутова швидкість обертання речовини дискової складової Галактики навколо її центра у першому наближенні змінюється з відстанню за законом ΩД ∞ r-3/2, а кутова швидкість обертання спірального візерунка є сталою величиною, то природно, що існує певна відстань гк від центра Галактики, що називається радіусом коротації, на якій швидкості обертання речовини диска і спіральної хвилі співпадають. Радіус коротації визначає положення кола коротації. При r < rк (усередині кола коротації) зорі і газ диска рухаються по орбітах швидше від спіральної хвилі густини, а при r > rк (ззовні від кола коротації) швидкість обертання спіральних рукавів є вищою. Сьогодні існують дві незалежні оцінки радіуса коротації — 8 кпк і 11 кпк. Якщо згодом виявиться, що rк дійсно дорівнює 8 кпк, то будуть усі підстави говорити про особливе положення Сонця в Галактиці в тому розумінні, що радіус його галактичної орбіти майже співпадає з радіусом коротації. Висловлюють припущення, що у такому випадку це могло у свій час створити особливі умови для еволюції Сонячної системи, а також для виникнення і подальшого підтримування життя на Землі. З підрахунків випливає, що «досонячна газопилова хмара» проходила через один з рукавів близько 5 млрд. років тому. Це, можливо, стимулювало формування об'єктів Сонячної системи та визначило особливості її хімічного складу. Зараз Сонячна система перебуває між двома спіральними рукавами, які ніяк на неї не впливають.

Зореутворення і сьогодні активно відбувається в спіральних рукавах. Тут газ диска, беручи участь в обертальному русі, зустрічається на великій швидкості зі спіральною хвилею і зазнає стиску. Результатом цього є наступна фрагментація газових хмар, а потім колапс утворених фрагментів, який веде до формування окремих зір. Відносна швидкість газу з між- спіральної області диска і спіральної хвилі зростає з віддаленням від кола коротації. Унаслідок цього повинна зростати й ефективність процесу народження зір. На фотографічних знімках спіральних галактик дуже добре видно, що молоді зорі справді асоціюються зі спіральними рукавами. Газопилові хмари в рукавах підсвічуються молодими і гарячими зорями, тому ці ділянки здаються яскравими (див., наприклад, рис. 19.16). При русі спіральної хвилі в галактичному диску нові газопилові хмари безперервно потрапляють в зону, де відбувається їх стиск і колапс, за спіральною ж хвилею залишаються зорі, що сформувалися у такому процесі. Через мільйони років наймасивніші і найяскравіші з них завершують свою еволюцію і згасають. З цієї причини простір між сусідніми спіральними хвилями здається темним.

Центральна зона диска і ядро Галактики. Вивчення структури внутрішньої частини диска і процесів, які там відбуваються, є дуже складною задачею, оскільки наявне сильне поглинання світла у видимому і ультрафіолетовому діапазонах міжзоряним пилом, який знаходиться між нами і галактичним центром. Дотепер усі знання про центральну частину Галактики були одержані за допомогою радіоастрономічних і інфрачервоних спостережень, для яких міжзоряний пил не є суттєвою перешкодою.

Розподіл газу в диску, як видно з рис. 19.11, є досить рівномірним на інтервалі галактоцентричних відстаней 4—16 кпк. Однак спостереження центральної кругової зони з радіусом менше 4 кпк свідчать про те, що поверхнева концентрація газу тут різко знижується і зберігається на низькому рівні аж до галактоцентричної відстані r ~ 0,6 кпк. Ближче до центра поверхнева густина різко зростає до досить високого рівня (близько 500 Мʘ /пк2). Відсутність газу у кільцевій зоні від 0,6 до 4 кпк, з одного боку, пояснюється як наслідок дуже активного зореутворення, яке майже вичерпало увесь наявний тут газ, з другого ж — динамічними процесами, які тут відбуваються. Зокрема, мова йде про втрату моменту обертального руху газу в цій зоні, його випадання у напрямі до центра Галактики і накопичення у досить малому об'ємі простору.

У навколоядерній зоні Галактики з радіусом 100 пк спостерігається потужне радіовипромінювання. Його джерело — об'єкт Стрілець А — має галактичні координати (l, b) = (359,946°, —0,046°) і на практиці ототожнюється з самим галактичним центром. Розмір радіоджерела усього 2,4 а. о., а його світність становить 106L0. Стрілець А оточений кільцем молекулярного газу, яке знаходиться на відстані 7 пк від нього. Внутрішня, ближча до центру частина цього кільця складається з газу, іонізованого коротко хвильовим випромінюванням гарячих зір, що утворюють незвичайне зоряне скупчення у центрі Галактики. Радіус цього скупчення не перевищує 1 пк, а його центр знаходиться на відстані всього 0,04 пк від джерела Стрілець А. Наявність гарячих зір поблизу центра свідчить про те, що зовсім недавно за галактичними масштабами (близько 107 років тому) тут відбувся «спалах» зореутворення. Концентрація зір у скупченні перевищує 106 зір/пк3, завдяки чому є досить імовірними зіткнення окремих зір з їх наступним злиттям і формування внаслідок цього масивніших зір. Не виключене, що процес злиття багатьох зір у центрі скупчення міг привести до утворення надмасивної чорної діри, яка й асоціюється з джерелом радіовипромінювання Стрілець А.

Ще одна важлива структурна особливість нашої Галактики — перемичка, яку виявлено у площині диска. Дотепер вже накопичено багато свідчень про те, що вона має форму трьохвісного еліпсоїда; довжина її найбільш витягнутої частини сягає 7 кпк, а ширина і товщина близько 3 кпк. За своєю природою перемичка є скупченням великої кількості зір і газу, що рухаються по складних неколових орбітах навколо галактичного центра. Орієнтацію великої осі галактичної перемички відносно лінії спостерігач — центр Галактики зображено на рис. 19.14.

Деяке уявлення про те, як, можливо, виглядає наша Галактика для стороннього спостерігача, який бачить її диск у картинній площині, може дати знімок спіральної галактики NGC5457 (рис. 19.16).

image24

Рис. 19.16. Галактика NGC 5457 з сузір'я Великої Ведмедиці, яка за своєю морфологією, можливо, подібна до нашої Галактики; добре видно спіральні рукави і центральну перемичку

Гало Галактики. Крім перелічених вище структурних елементів Галактика має гало майже сферичної форми, діаметр якого близько 30 000 пк. До складу гало входять як окремі зорі, так і скупчення зір (а саме, кулясті зоряні

скупчення). Кількість газу і пилу, що міститься в гало, незначна. Об'єкти, які належать до гало, утворюють найстаріше зоряне населення Галактики. Від центра ж до відстані майже 100 000 пк простягається галактична корона, природа і склад якої ще остаточно не з'ясовані (зокрема, йдеться і про так звану темну матерію), але вважається, що тут може бути сконцентрована і значна кількість зір низької світності.

image25

Рис. 19.17 Галактика NGC 4594 (M 104, «Сомбреро», вид збоку) із сузір'я Діви з добре розвинутим гало, чітко визначеним диском і дуже яскравим балджем

Приклад добре розвинутого гало бачимо на рис. 19.17 — фотографії спіральної галактики NGC 4594.






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.