Текст книги "Космос. Все о звёздах, планетах, космических странниках"
Автор книги: Борис Пшеничнер
Соавторы: Оксана Абрамова
сообщить о нарушении
Текущая страница: 6 (всего у книги 23 страниц)
С незапамятных времён в причудливых сочетаниях светил на ночном небе нашим предкам виделись очертания людей и животных, мифических чудовищ, а то и предметов домашнего обихода. Чтобы подчеркнуть связность звёздного рисунка, люди издревле объединяли звёзды в обособленные группы – созвездия. Теперь мы знаем, что картины созвездий практически всегда составляются из светил, которые лишь случайно проецируются на один участок неба, но находятся при этом на разных расстояниях. Но есть среди звёзд группировки другого рода – реальные звёздные системы связанных друг с другом светил.
В XVIII в. английский астроном Уильям Гершель обнаружил, что многие звёзды собраны в тесные группы. В XIX в. выяснилось, что «звёздные кучи» Гершеля разделяются на два класса. Одни, названные шаровыми, обладают сферической формой и исключительно богаты звёздами, так что их центральные части (ядра скоплений) выглядят как сплошные светящиеся пятна. Эти объекты сосредоточены в основном лишь в одной стороне неба, в полусфере с центром в созвездии Стрелец.
Рассеянное звёздное скопление NGC 346
Скопления второго класса – рассеянные – встречаются только в пределах полосы Млечного Пути или вблизи него. По сравнению с шаровыми они обладают меньшей звёздной плотностью и менее чёткой формой.
Шаровые скопления – старейшие объекты Млечного Пути. Они образовались одновременно с нашей Галактикой, и их возраст превышает 12 млрд. лет. Крупнейшие шаровые скопления содержат свыше миллиона звёзд и имеют диаметры от 20 до 100 пк. Сейчас известно свыше 150 шаровых скоплений, всего же их в Галактике может быть несколько сотен.
Звёздными скоплениями называют группы звёзд, связанных общим происхождением, общим положением в пространстве и общим движением. Во второй половине XX столетия добавился ещё один тип звёздных группировок – ассоциации.
Рассеянных скоплений известно гораздо больше, чем шаровых, хотя открывать их значительно труднее. Из-за низкой звёздной плотности их легко спутать с «посторонними» звёздами, наблюдаемыми в том же направлении. Всего сейчас обнаружено более 1200 рассеянных скоплений. Самые известные из близких скоплений – Плеяды и Гиады в созвездии Телец. Как правило, рассеянное скопление состоит из нескольких сотен или тысяч звёзд, наиболее богатые содержат около 10 тыс. членов.
Звёздные ассоциации – это группировки гравитационно несвязанных или слабосвязанных молодых звёзд, объединённых общим происхождением. Возраст входящих в ассоциации объектов составляет до нескольких десятков миллионов лет.
Протяжённость звёздных ассоциаций порядка 100 пк, и они более разрежены, чем скопления: в ассоциации может содержаться от нескольких до нескольких десятков горячих голубых звёзд высокой светимости. Некоторые звёзды в ассоциациях настолько молоды, что ещё не сформировались окончательно.
Поскольку массы ассоциаций и рассеянных скоплений невелики, то гравитационное поле не в состоянии долго противодействовать их разрушению, поэтому со временем они растворяются в звёздном океане Галактики.
Более подробные исследования показали, что различия между шаровыми и рассеянными скоплениями не ограничиваются внешним видом, количеством звёзд и степенью скученности. Они распространяются также на химический состав, положение в Галактике, возраст и типы звёзд, входящих в скопление.
Новые мощные наблюдательные инструменты позволяют изучать скопления не только в нашей, но и в других, иногда очень далёких галактиках. В целом разделение скоплений на основные типы обнаруживается и там, хотя, конечно, диапазон их свойств оказывается гораздо шире, чем в одной только нашей Галактике.
Молекулярные облака и межзвёздный газ
Невооружённому глазу пространство между звёздами представляется пустым, но это впечатление ошибочно. Ещё в XIX в. российский астроном В. Я. Струве предположил, что оно заполнено поглощающим веществом, которое мешает наблюдать далёкие звёзды. В начале XX в. это предположение подтвердил американский астроном Роберт Трюмплер, доказавший, что свет звёзд действительно ослабевает по пути к земному наблюдателю.
Вещество, поглощающее свет, распределено в пространстве неравномерно. Оно имеет клочковатую структуру и концентрируется к Млечному Пути. Области повышенной плотности поглощающего межзвездного вещества наблюдаются как тёмные туманности, например Угольный Мешок в созвездии Южный Крест или Конская Голова в созвездии Орион.
Туманность Конская Голова
Теперь мы знаем, что свет звёзд поглощают мельчайшие пылинки, но они представляют собой лишь «верхушку айсберга». Удалось выяснить, что помимо пыли между звёздами имеется большое количество невидимого газа, масса которого почти в сто раз превосходит массу пыли. Он состоит из атомов и молекул, перемешан с пылью и пронизывается космическими лучами и электромагнитным излучением, которые также можно считать составляющими межзвёздной среды. Кроме того, межзвёздная среда оказалась слегка намагниченной. Её магнитное поле примерно в 100 тыс. раз слабее магнитного поля Земли и вытянуто вдоль спиральных рукавов.
Как же астрономы наблюдают межзвёздный газ? Молодые горячие звёзды помогают нам увидеть нагретый газ, т.к. их ультрафиолетовое излучение нагревает окружающий газ до температуры примерно 10 000 К. Нагретый газ начинает сам излучать свет, и мы наблюдаем его как светлую газовую туманность.
Более холодный газ наблюдают радиоастрономическими методами. Атомы водорода в разреженной среде излучают радиоволны на длине волны около 21 см, кроме того, многие другие молекулы также излучают в радиодиапазоне на определенных частотах. Поэтому от областей холодного межзвёздного газа непрерывно распространяются потоки радиоволн.
Химический состав межзвёздного газа, независимо от его температуры, оказался близок к составу Солнца. Около 70% по массе приходится на самый лёгкий элемент в природе – водород, около 28% – на гелий, а остальные 2% – на более тяжёлые элементы. При этом для межзвёздного газа характерен очень большой разброс физических параметров и он крайне неоднороден по плотности и температуре.
Полная масса межзвёздного газа в Галактике очень велика, она превышает 10 млрд. масс Солнца. Средняя концентрация атомов межзвёздного газа составляет менее 1 атома в см3. Основная его масса заключена вблизи плоскости Галактики в слое толщиной несколько сотен парсек.
* * *
Газовые туманности
Туманностью называют участок межзвёздной среды, который выделяется на небе своим излучением или поглощением излучения. Они состоят из пыли, газа и плазмы. До 20-х гг. прошлого столетия туманностями называли любые неподвижные протяжённые светящиеся астрономические объекты. Такие объекты называются диффузными. Со временем выяснилось, что среди туманностей встречаются галактики и звёздные скопления, которые раньше не удавалось разрешить на звёзды.
В 1787 г. Шарль Мессье, французский астроном, член Парижской академии наук, занимавшийся поиском комет, составил каталог неподвижных диффузных объектов, похожих на кометы. Из-за несовершенства существовавших тогда астрономических приборов в каталог Мессье попали не только туманности, но и галактики (например, галактика M131, которую часто называют туманностью Андромеды), а также шаровые звёздные скопления, такие как M113 – скопление Геркулеса.
Для наблюдений межзвёздной среды чаще всего приходится использовать либо радиотелескопы, если речь идёт о холодном газе, либо ультрафиолетовые и рентгеновские телескопы, если речь идёт о корональном газе. Однако в некоторых случаях межзвёздное вещество можно прекрасно наблюдать и в обычные телескопы. Это происходит тогда, когда вещество светится под воздействием близкой звезды либо просто отражает свет этой звезды.
В результате на небе появляются слабосветящиеся пятна – светлые эмиссионные туманности. Самая яркая газовая туманность такого типа – Большая туманность Ориона. Она видна в бинокль, а при хорошем зрении её можно заметить и невооружённым глазом – чуть ниже трёх звёзд, расположенных в одну линию, образующую Пояс Ориона. Расстояние до этой туманности около 1000 световых лет.
Области ионизованного газа вокруг горячих звёзд можно представить в виде «машины», которая перерабатывает невидимое ультрафиолетовое излучение звезды в видимое излучение, спектр которого содержит линии различных химических элементов.
Газовые туманности могут иметь различные оттенки – зеленоватые, розоватые и другие – в зависимости от температуры, плотности и химического состава газа. Например, зелёным цветом в газовых туманностях светится кислород.
Структура газовых туманностей крайне разнообразна. Одни имеют форму кольца, в центре которого иногда видна тусклая звёздочка, – это планетарные туманности. Другие имеют неправильную форму. Некоторые из них при наблюдении через светофильтр, пропускающий свет той или иной спектральной линии, распадаются на отдельные волокна. Такова Крабовидная туманность – известный пример остатка взорвавшейся звезды.
Крабовидная туманность – расширяющееся газовое облако, образованное вспышкой сверхновой в 1054 г.
В зависимости от температуры и плотности межзвёздный газ пребывает в молекулярном, атомарном или ионизованном состояниях. Астрономы наблюдают межзвёздный газ в виде холодных и плотных молекулярных облаков, разреженного межоблачного газа, облаков ионизованного водорода с температурой около 10 тыс. К и обширных областей разреженного и очень горячего газа с температурой около миллиона К. Этот сильно разреженный и горячий газ, занимающий почти половину объёма галактического диска, называется корональным – по аналогии с разогретым газом солнечной короны. Его плотность составляет примерно 1 атом на 1 дм3. Предполагается, что такой горячий разреженный газ образуется в результате мощных взрывов – вспышек сверхновых звёзд.
Межзвёздная пыль
Если взглянуть на Млечный Путь в ясную безлунную ночь, то даже невооружённым глазом видно, что эта светлая полоса, пересекающая всё небо, не является сплошной. На её белёсом фоне выделяются многочисленные тёмные пятна и полосы. Одно из самых заметных таких пятен в созвездии Стрелец издавна известно под названием Угольный Мешок. Уже давно высказывалось предположение, что эти «дырки» в небе объясняются концентрацией поглощающей свет материи. Развитие наблюдательной астрономической техники подтвердило эту догадку.
О природе поглощающей материи в космосе первоначально не было единого мнения. Считалось, например, что это могут быть маленькие метеоритные частицы, образующиеся при разрушении крупных астероидов. Исследование свойств межзвёздного поглощения света позволило установить, что оно вызывается мельчайшими пылинками, которые заполняют космическое пространство.
Пылевые частицы в нашей Галактике сильно концентрируются к плоскости галактического диска, поэтому большая часть тёмных пятен сосредоточена именно на фоне Млечного Пути. Плотность пыли в космосе ничтожно мала даже по сравнению с разреженным межзвёздным газом. Так, в окрестностях Солнца в кубическом сантиметре пространства содержится в среднем один атом газа и на каждые сто миллиардов атомов приходится всего одна пылинка! Иными словами, расстояние между пылинками измеряется десятками метров. Масса же пыли в Галактике составляет приблизительно одну сотую от массы газа и одну десятитысячную от полной массы всех звёзд Галактики. Однако этого количества пыли достаточно, чтобы значительно ослаблять свет.
Фото Туманности Угольный Мешок
Сопоставление наблюдательных данных показало, что межзвёздная пыль состоит в основном из частиц двух видов: графитовых (углеродных) и силикатных (т. е. содержащих соединения кремния). Размеры пылинок неодинаковы, причём мелких частиц значительно больше, чем крупных. В целом размер пылинок колеблется от одной миллионной до одной десятитысячной доли сантиметра.
Благодаря совершенствованию наблюдательной техники и активному использованию космических телескопов теперь мы можем наблюдать пыль не только в нашей Галактике, но и в её ближних и дальних соседях, прежде всего в спиральных галактиках, галактиках с активными ядрами и квазарах. Можно наблюдать не только поглощение света пылью, но и её собственное излучение (в инфракрасных лучах), поскольку, поглощая свет звёзд, пылинки сами нагреваются до нескольких десятков градусов выше абсолютного нуля.
Наблюдения показывают, что свойства пыли во Вселенной мало чем отличаются от свойств пылинок Млечного Пути. В галактиках пыль, как и у нас, концентрируется вблизи плоскости симметрии этих звёздных систем, перечёркивая яркие изображения галактик тёмными полосами.
ГЛАВА IV.
ЗВЁЗДНЫЕ СИСТЕМЫ – ГАЛАКТИКИ
Млечный ПутьНаш «дом» – Солнечная система – погружён в огромную светящуюся звёздную систему – Галактику. Мы видим её на небе как Млечный Путь – светящуюся полосу, пересекающую небосклон в ясные безлунные ночи. Наша Галактика насчитывает сотни миллиардов звёзд самых разных светимостей, масс и возрастов, а также многочисленные газопылевые облака, которые ослабляют свет удалённых светил. Первые исследователи Галактики не знали о поглощающем веществе и считали, что видят все её звёзды.
Истинные размеры Галактики были установлены только в XX в. Оказалось, что её диск является плоским образованием: диаметр галактического диска превышает 100 тыс. световых лет, а толщина – около 1000 световых лет. По форме Галактика напоминает компакт-диск с утолщением посередине.
Поскольку Солнечная система находится практически в плоскости Галактики, заполненной поглощающей материей, многие детали строения Млечного Пути скрыты от взгляда земного наблюдателя. Однако их можно изучать на примере других галактик, сходных с нашей. Так, в 1940-х гг., наблюдая галактику М 31, больше известную как туманность Андромеды, немецкий астроном Вальтер Бааде заметил, что плоский линзообразный диск этой огромной галактики погружён в более разреженное звёздное облако сферической формы – гало. А поскольку туманность Андромеды очень похожа на Галактику, Бааде предположил, что подобная структура имеется и у Млечного Пути.
Границы Галактики определяются размерами гало. Радиус гало значительно больше размеров диска и по некоторым данным достигает нескольких сотен тысяч световых лет. Центр симметрии гало Млечного Пути совпадает с центром галактического диска.
Состоит гало в основном из очень старых, неярких маломассивных 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.
Одним из наиболее заметных образований в дисках галактик, подобных нашей, являются спиральные ветви (или рукава). Они и дали название этому типу объектов – спиральные галактики. Спиральная структура нашей Галактики очень хорошо развита. Вдоль рукавов в основном сосредоточены самые молодые звёзды, многие рассеянные звёздные скопления и ассоциации, а также цепочки плотных облаков межзвёздного газа, в которых продолжают образовываться звёзды.
Расстояние от Солнца до центра Галактики составляет 23–28 тыс. световых лет, или 7–9 тыс. парсек. Иными словами, Солнце расположено посередине между центром и краем диска. Вместе со всеми близкими звёздами Солнце вращается вокруг центра Галактики со скоростью 220–240 км/с, совершая один оборот примерно за 200 млн. лет. За время своего существования Солнце и планеты облетели вокруг центра Галактики не больше 30 раз.
Многообразие галактик
Галактики – это большие звёздные системы, в которых звёзды связаны друг с другом силами гравитации. Самые крупные галактики включают в себя триллионы звёзд. Млечный Путь можно считать довольно большой системой: в ней более 200 млрд. звёзд. Самые маленькие галактики содержат в миллион раз меньше звёзд и скорее напоминают шаровые скопления, только значительно больше по размерам. Диапазон диаметров наблюдаемых галактик также впечатляет: от нескольких сотен до сотен тысяч световых лет.
Помимо звёзд и планетных систем вокруг некоторых из них галактики включают в себя межзвёздный газ, межзвёздную пыль, а также продукты звёздной эволюции: белые карлики, нейтронные звезды, чёрные дыры. Часть газа в галактиках просто рассеяна между звёздами, а часть образует облака различной массы и плотности, в том числе массивные молекулярные облака с массой до миллиона масс Солнца. Небольшая доля газа приходится на яркие туманности вокруг горячих звёзд.
Неправильная галактика Сигара
Существенная часть массы галактик приходится на тёмную (небарионную, т. е. не состоящую из атомов) материю, которая взаимодействует с обычным веществом только через гравитационное поле. Видимая материя погружена в протяжённое тёмное гало. Полная масса тёмного гало, простирающегося намного дальше видимой материи, как правило, на порядок выше массы обычной, барионной, материи, содержащейся в галактике.
Виды галактик
Согласно наиболее распространённой схеме классификации по внешнему виду и структуре, предложенной Э. Хабблом, галактики принято относить к одному из четырех морфологических типов.
Эллиптические галактики составляют около четверти от общего числа галактик высокой светимости. На фотографиях они выглядят как нерезкий эллипс, яркость которого быстро спадает от центра. Цвет у эллиптических галактик красноватый, так как состоят они преимущественно из старых звёзд. Холодного газа в таких системах почти нет, но наиболее массивные из них заполнены очень разреженным горячим газом температурой более миллиона градусов.
Спиральные галактики – это галактики, обладающие звёздными дисками, в которых присутствуют спиральные ветви. Если диск галактики наблюдается с ребра, то по внешнему виду она напоминает чечевицу или двояковыпуклую линзу. Диск погружён в разреженное слабосветящееся сфероидальное облако звёзд – гало. К этому классу принадлежит половина всех наблюдаемых галактик в «локальной области» Вселенной.
Среди спиральных галактик выделяют системы с гладкими, туго закрученными спиральными ветвями. У них имеется яркий и протяжённый балдж (центральное шарообразное утолщение), а рукава, наоборот, слабоконтрастные и размытые. У других спиральных галактик спирали более мощные и чёткие, а центральное утолщение менее заметно. Есть галактики с клочковатой спиральной структурой, балдж у которых отсутствует или едва заметен, а у части спиральных систем (по некоторым оценкам, более половины от общего числа) в центральной области имеется вытянутая звёздная перемычка – бар.
Помимо нормальных (больших и сравнительно ярких) галактик наблюдается множество небольших звёздных систем, которые называют карликовыми галактиками. Это слабые галактики с низкой поверхностной яркостью. Количество карликовых звёздных систем значительно превышает нормальные: возле нашей Галактики, например, насчитывается пять нормальных и несколько десятков карликовых галактик (сейчас их известно около 50). Галактик с хорошо развитыми спиральными ветвями среди карликов не встречается.
Линзовидные галактики – это промежуточный тип между спиральными и эллиптическими. У них есть балдж, гало и диск, но нет чётких спиральных рукавов. Среди всех звёздных систем их примерно 20%. Все прочие галактики, в которых отсутствует симметрия, Хаббл классифицировал как неправильные галактики. Для них характерна неправильная, клочковатая форма. В таких галактиках содержится много газа – иногда более 50% их общей массы – и активно рождаются звёзды.
Невооружённым глазом на тёмном небе можно заметить лишь одну галактику в Северном полушарии и две – в Южном. Ближайшими к нам и самыми яркими на небе галактиками являются Магеллановы Облака, не наблюдаемые в средних широтах Северного полушария. Эти галактики выглядят как два туманных облачка, подобно двум оторвавшимся кусочкам Млечного Пути.
Магеллановы Облака – одни из самых протяжённых астрономических объектов на небе. Большое Магелланово Облако (БМО) имеет длину более 5°, т. е. 10 видимых диаметров Луны. Малое Магелланово Облако (ММО) – чуть более 2°. На фотографиях же, где удаётся зафиксировать и их слабые внешние районы, размеры Облаков равны соответственно 10° и 6°.
Если свет от БМО собрать в одну точку на небе, то получится объект, сравнимый по блеску с яркими звёздами. Свет от БМО идёт к нам около 200 тыс. лет, а от ММО – около 170 тыс. лет. Оба Облака относятся к неправильным галактикам.
Галактика Малое Магелланово Облако
Жители Северного полушария невооружённым глазом с трудом, но всё же могут увидеть небольшое туманное пятно в созвездии Андромеды, которое является самой близкой к нам спиральной галактикой, к тому же похожей по своим параметрам на нашу. Туманное пятнышко в созвездии Андромеды сегодня предстаёт перед наблюдателем таким, каким оно было примерно 2 млн. лет назад: именно столько путешествует свет от туманности Андромеды до нас. По внегалактическим масштабам это очень небольшое расстояние.
У некоторых галактик наблюдается всплеск активности ядра – выделение большого количества энергии в крошечной центральной области, сопоставимой по размеру с Солнечной системой. Активным ядром обладает около 1% массивных галактик – как спиральных, так и эллиптических, причём не обязательно взаимодействующих.
Галактика М51 (водоворот) и её спутник NGC 5195
Из активного ядра происходит выброс газа, потоков высокоэнергичных электронов и протонов. Галактики с активными ядрами часто оказываются мощными источниками радиоизлучения. В ядре рождается также мощное коротковолновое излучение (ультрафиолетовое, рентгеновское, гамма-излучение).
