АСТРОНОМІЯ - М. В. Головко 2018

Частина 2. Основи астрономії

Розділ ІІІ. Елементи позагалактичної астрономії

ТЕМА 3.1. НАША ГАЛАКТИКА

§ 25. РОЗПОДІЛ РЕЧОВИНИ В ГАЛАКТИЦІ ТА ЇЇ СУПУТНИКИ

Розподіл речовини в Галактиці - нерівномірний. Окрім зір, в ній є зоряні скупчення й асоціації, а також туманності. Значна частина речовини нашої галактики сконцентрована в міжзоряному просторі - в 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 кубічний св. р. Середня відстань між зорями становить приблизно 0,15 пк, а в центральних частинах - до 0,05 пк. Типові поперечники кулястих скупчень: 21-61 пк.

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

Рис. 25.1. 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

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 їхня особливість - низький вміст важких елементів - майже в 100 разів менший, порівнюючи з Сонцем, і відсутність серед них блакитних зір.

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

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

Розсіяні зоряні скупчення об'єднують від кількох десятків до кількох тисяч зір і містяться в диску Галактики поблизу її площини. їх ще 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, в тій частині Молочного Шляху, де нині міститься Сонце, середня відстань між зорями становить 2-3 пк, то в розсіяних скупченнях така відстань становить 0,6 пк.

У структурі розсіяних зоряних скупчень виділяють ядро, діаметр якого не перевищує 20-30 пк (середнє значення лежить в межах 5-6 пк) і корону, діаметр якої в 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 років), 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 в мільярди років навпаки: є червоні надгіганти, гіганти, цефеїди, спалахуючі та ін., що властиво зорям на пізніх етапах еволюції, але немає блакитних гігантів.

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 в 5 разів, і в середньому близький до сонячного. Хоча відмінність хімічного складу 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. Спостереження також 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 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 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. 25.2. Розсіяні зоряні скупчення: Плеяди - М45 в сузір'ї Тельця (а) і h і χ в сузір'ї Персея (б)

Окрім розсіяних зоряних скупчень, в Галактиці відкрито ще один схожий тип утворень, де зорі мають спільне походження - зоряні асоціації. Вони не такі щільні, як скупчення, і більші розмірами: їх протяжність становить 60-100 пк. Зважаючи на зоряне населення, асоціації поділяють на ОВ- і Г-асоціації.

Типове населення ОВ-асоціацій - гарячі блакитні 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. Оскільки 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. У деяких з них виявлено розсіяні зоряні скупчення.

Рис. 25.3. Зоряна асоціація NGC 3603

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. Оскільки Т-асоціації - досить щільні групи (їхні поперечники не перевищують кількох десятків світлових років) зір з майже однаковими швидкостями, вони можуть бути доволі стійкими.

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

Зоряні асоціації пов'язані з масивними хмарами холодного молекулярного газу, з якого й формуються зорі. Вони є місцем зореутворення, де цей процес або нещодавно закінчився, або триває й нині.

2. Туманності.

До початку XX ст. астрономи називали туманністю будь-який об'єкт не- зоряної природи, що мав вигляд розмитої світлої плями. Згодом 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 виділяються на тлі зоряного неба своїм випромінюванням або поглинанням випромінювання.

Рис. 25.4. Одна з найвідоміших світлих туманностей - туманність Оріона (М42)

Туманності, що є в Галактиці, поділяють за їх зовнішнім виглядом 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. 25.4), і темними (рис. 25.5).

Рис. 25.5. Одна з найвідоміших у північній півкулі неба темних туманностей - Кінська Голова в сузір'ї Оріона

Світлі туманності поділяють на ті, що відбивають світло, й такі, що світять самі (світлі емісійні туманності, спектр яких, головно, складається з ліній випромінювання). Перші з них - 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.

Туманності, що світять,- це газопилові 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.

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 най- відоміших темних туманностей є туманність Кінська Голова в сузір'ї Оріона.

Рис. 25.6. Планетарна туманність Равлик у сузір'ї Водолія

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.

Поперечники планетарних туманностей бувають від сотих часток парсека до одного парсека, тобто всі вони значно більші, ніж поперечник Сонячної системи.

Частина дифузних туманностей - це залишки спалахів наднових зір. Велику кількість таких залишків відкрито завдяки їх потужному синхротронному радіовипромінюванню.

Ці туманності - 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 відкрили 1519 р. під час кругосвітної подорожі Фернандо Магеллана. Ці туманні плями, видимі неозброєним оком на зоряному небі південної півкулі Землі, назвали Великою й Малою Магеллановими Хмарами.

Те, що Магелланові Хмари є зоряними системами, астрономи з'ясували тільки тоді, коли навчилися визначати відстані до таких об'єктів. Велика Магелланова Хмара лежить на відстані понад 52 000 пк, а Мала - 61 000 пк.

Обидві Хмари з'єднані 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. виявили карликову галактику в сузір'ї Стрільця (вона лежить на відстані приблизно 16 000 пк від центра Галактики), кількість супутників зросла до кількох десятків.

Рис. 25.7. Велика і Мала Магелланові Хмари на зоряному небі Землі

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.

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 - в газопилових хмарах.