Галактики – огромные звездные скопления

 

Рис.77. Фотография галактики «Туманность Андромеды»

 

 

 

Если вглядеться в звездное небо, то можно насчитать около3000 звезд видимых невооруженным глазом в северном полушарии и столько же звезд южном полушарии. Посмотрев даже в небольшой телескоп можно заметить,что количество звезд резко возрастает. Было подсчитано, что количество звезд до двадцать первой звездой величины,(именно такое количество звёзд можно наблюдать в самые крупные телескопы) равно около 2 · 10 ⁹, но это лишь малая часть звезд от тех, которые можно наблюдать на звездном небе. Так Английский ученый Вильям Гершель (1738 – 1822гг) пришел к выводу, что все 150·10⁹ звезд, которые можно различить на звёздном небе составляют очень огромную гравитационную систему называемую Галактикой. Постепенно выяснилось, что звезды Млечного пути - светлой серебристой и клочковатой формы, опоясывающей все небо туманностью. (Древние греки называли его Галаксмас, т.е. молочный круг, от слова Гала – молоко), есть одна из центральных ветвей нашей Галактики. Диаметр Галактики можно считать равным 30000 ПК. В центре галактики находится ядро размерами 1000 – 2000 ПК - это огромное уплотнённое скопление звезд, оно находится от Земли  на расстоянии почти 10000 ПК (или 32000 световых лет). Вспомним 1 СГ. = 10¹² Км. 1 П.С. = 3,2 С.Г. Ядро состоит в основном из старых звёзд- красных гигантов, а в центре ядра по предположению ученых находится мощная черная дыра. В нашу гравитационную систему- Галактику входят одиночные звезды, кратные и звездные скопления. Галактика имеет форму спирали закручивающейся к центру. Все звезды, видимые невооруженным глазом, несомненно принадлежат нашей Галактике. Все звездное небо разделено на участки – созвездия. Созвездия это мнимые образования звезд. Всего на звездном небе можно насчитать около 88 созвездий. Под созвездием понимается область неба в пределах некоторых установленных границ. Многие созвездия сохраняют свое название с глубокой древности. Некоторые имеют греческие названия Андромеда, Персей, Пегас, Кит, Цефей, некоторые названы в честь предметов: стрела, треугольник, весы. Есть созвездия названные именами животных или существ. Лев, рак, скорпион. Созвездия находят, соединив их ярчайшие звезды прямыми мнимыми линиями. В каждом созвездии наиболее яркие звезды обозначаются издавна буквами греческого алфавита.

                                Греческий Алфавит.

ά – альфа             ή – эта              μ – ми (мю)    т – тау             ω - омега

β – бета                σ – тэта            ν – ни (ню)   υ - ипсилон

γ – гамма              ί – иота            ξ – кал             ζ – ори

δ – дельта             н – канна         π - пи               χ - хи

ς – дзета                λ – ламда         е – ро              ψ - пси

                         

Некоторые звёзды имеют названия, например: Бетельгейзе – самая яркая звезда созвездия Ориона, это очень красивая звезда, которая является красным гигантом. Сириус – самая яркая звезда северного неба находится очень низко к горизонту и переливается всеми цветами радуги. Уважаемый читатель, переливание Сириуса разными цветами объясняется вовсе не процессами, протекающими в недрах звезды, голубизна неба днём, и алый закат вечером, разноцветная радуга, возникающая после дождя летом- всё это объясняется тем, что свет далёких звёзд и нашего солнца является сложным и состоит из семи цветов. Каждая составляющая цвета имеет свою частоту излучения. Днем небо является голубым, так как воздушная среда  рассеивает голубые лучи, вечером лучше рассеиваются лучи красного света. Вы можете убедиться в этом, пропустив тонкий пучок света через призму см. рис.

А если вращать радужно раскрашенный круг при определенной скорости вращения, он из радужного превратится в белый, а на деле превращение

 

 

 

Рис78. Схема разложения белог света с помощью призмы.

 

 

Рис79

радуги цветов в белый. Если пропустить свет от далёкой звезды через призму и отобразить это на экране, то можно увидеть чередующиеся радужные полоски света – «Спектр», причём каждая звезда имеет свой спектр отличный от спектра других звёзд. Спектральный состав излучения различных веществ так же разнообразен. Все спектры делятся на три типа: непрерывные (или сплошные), полосатые и линейчатые. Как показывает опыт, сплошные спектры испускают твёрдые и жидкие тела, нагретые до высоких температур. Спектр получил такое название потому, что в нём представлены все длины волн. Он наблюдается в виде сплошной разноцветной полосы без каких-либо разрывов. Характер непрерывного спектра обусловлен не столько свойством излучающих атомов, сколько их взаимодействием друг с другом.

Полосатый спектр состоит из отдельных полос, разделённых тёмными промежутками. С помощью спектрального аппарата, имеющего высокую разрешающую способность, обнаруживается, что каждая полоса представляет собой совокупность большого числа близко расположенных линий. Полосатые спектры обусловлены молекулами, не связанными или слабо связанными между собой. Линейчатые спектры возникают от веществ, находящиеся в газообразном атомарном состоянии. Каждый элемент испускает свой цвет, например натрий, излучает желтый цвет. С увеличением плотности атомного газа отдельные спектральные линии расширяются. Если пропустить белый цвет через холодный неизлучающий газ, то на фоне спектра образуются тёмные полосы, которые образуются поглощением холодного газа и называются спектром поглощения.

§17z:\Program Files\Physicon\Open Astronomy 2.5\design\images\Fwd_h.gifz:\Program Files\Physicon\Open Astronomy 2.5\design\images\Bwd_h.gif Спектральный анализ.

Рис.80. Излучение абсолютно черного тела, проходя через молекулярное облако, приобретает линии поглощения с своем спектре. У облака также можно наблюдать эмисионный спектр.

Разложение электромагнитного излучения по длинам волн с целью их изучения называется спектроскопией. Анализ спектров – основной метод изучения астрономических объектов, применяемый в астрофизике. Наблюдаемые спектры делятся на три класса:

· линейчатый спектр излучения. Нагретый разреженный газ испускает яркие эмиссионные линии;

· непрерывный спектр. Такой спектр дают твердые тела, жидкости или плотный непрозрачный газ в нагретом состоянии. Длина волны, на которую приходится максимум излучения, зависит от температуры;

· линейчатый спектр поглощения. На фоне непрерывного спектра заметны темные линии поглощения. Линии поглощения образуются, когда излучение от более горячего тела, имеющего непрерывный спектр, проходит через холодную разреженную среду.

Изучение спектров дает информацию о температуре, скорости, давлении, химическом составе и о других важнейших свойствах астрономических объектов.

История спектрального анализа началась в 1802 году, когда англичанин Волланстон, наблюдая спектр Солнца, впервые увидел темные линии поглощения. Он не смог объяснить их и не придал своему открытию особого значения.

z:\Program Files\Physicon\Open Astronomy 2.5\design\images\buttonModel_h.gif

Рис 81. Атом водорода.

В 1814 году немецкий физик Фраунгофер вновь обнаружил в солнечном спектре темные линии поглощения и верно смог объяснить их появление. С тех пор их называют линиями Фраунгофера.

В 1868 году в спектре Солнца были обнаружены линии неизвестного элемента, названного гелием (греч. helios «Солнце»). Через 27 лет небольшое количество этого газа обнаружилось и в земной атмосфере. Сегодня известно, что гелий – второй по распространенности элемент во Вселенной.

В 1918–1924 годах вышел в свет каталог Генри Дрепера, содержащий классификацию спектров 225 330 звезд. Этот каталог стал основой для Гарвардской классификации звезд.

В спектрах большинства астрономических объектов наблюдаются линии водорода, возникающие при переходе на первый энергетический уровень. Это серия Лаймана, наблюдаемая в ультрафиолете; отдельные линии серии имеют обозначения L_α (λ = 121,6 нм), L_β (λ = 102,6 нм), L_γ (λ = 97,2 нм) и так далее. В видимой области спектра наблюдаются линии водорода серии Бальмера. Это линии H_α (λ = 656,3 нм) красного, H_β (λ = 486,1 нм) голубого, H_γ (λ = 434,0 нм) синего и H_δ (λ = 410,2 нм) фиолетового цвета.

Линии водорода наблюдаются и в инфракрасной части спектра – серии Пашена, Брэккета и другие, более далекие.

Рис.82. Спектральные серии в спектре водорода.

 

Почти все звезды имеют линии поглощения в спектре.

Наиболее интенсивная линия гелия расположена в желтой части спектра: D₃ (λ = 587,6 нм). В спектрах звезд типа Солнца наблюдаются также линии натрия: D₁ (λ = 589,6 нм) и D₂ (λ = 589,0 нм), линии ионизованного кальция: Н (λ = 396,8 нм) и К (λ = 393,4 нм).

Фотосферы звезд дают непрерывный спектр, пересеченный отдельными темными линиями, которые возникают при прохождении излучения через более холодные слои атмосферы звезды.

По спектру поглощения (точнее, по наличию определенных линий в спектре) можно судить о химическом составе атмосферы звезды. Яркие линии в спектре показывают, что звезда окружена расширяющейся оболочкой из горячего газа. У красных звезд с низкой температурой в спектре видны широкие полосы молекул окиси титана, оксидов. Ионизированный межзвездный газ, нагретый до высоких температур, дает спектры с максимумом излучения в ультрафиолетовой области.

Необычные спектры дают белые карлики. У них линии поглощения во много раз шире, чем у обычных звезд и имеются линии водорода, которые отсутствуют при таких температурах у обычных звезд. Это объясняется высоким давлением в атмосферах белых карликов.

z:\Program Files\Physicon\Open Astronomy 2.5\design\images\Fwd_h.gifz:\Program Files\Physicon\Open Astronomy 2.5\design\images\Bwd_h.gif

z:\Program Files\Physicon\Open Astronomy 2.5\design\images\Music_nh.gifz:\Program Files\Physicon\Open Astronomy 2.5\design\images\Music_d.gifz:\Program Files\Physicon\Open Astronomy 2.5\design\images\Music_dh.gifz:\Program Files\Physicon\Open Astronomy 2.5\design\images\Sound_nh.gifz:\Program Files\Physicon\Open Astronomy 2.5\design\images\Sound_d.gifz:\Program Files\Physicon\Open Astronomy 2.5\design\images\Sound_dh.gif     §18 Электромагнитное излучение

Вся информация от звезд, туманностей, галактик и других астрономических объектов поступает в виде электромагнитного излучения.

. Рис. 83. Шкала электромагнитного излучения. По горизонтальной оси отложены: внизу – длина волны в метрах, вверху – частота колебаний в герцах.

Длины электромагнитных волн радиодиапазоназаключены в пределах от 10 км до 0,001 м (1 мм). Диапазон от 1 мм до видимого излучения (т.е. 760 нм) называется инфракрасным диапазоном. Электромагнитные волны с длиной волны короче 390 нм называются ультрафиолетовыми волнами. Наконец, в самой коротковолновой части спектра лежит излучение рентгеновского и гамма-диапазона.

Всякое излучение можно рассматривать как поток квантов – фотонов, распространяющихся со скоростью света, равной с = 299 792 458 м/с. Скорость света связана с длиной и частотой волны соотношением

с = λ ∙ ν.

Энергию квантов света E можно найти, зная его частоту: E = hν, где h – постоянная Планка, равная h ≈ 6,626∙10^–34Дж∙с. Энергия квантов измеряется в джоулях или электрон-вольтах: 1 эВ = 1,6∙10^–19 Дж. Кванту с энергией в 1 эВ соответствует длина волны λ = 1240 нм.

Глаз человека воспринимает излучение, длина волны которого находится в промежутке от λ = 390 нм (фиолетовый свет) до λ = 760 нм (красный свет). Это – видимый диапазон.

Рис. 84. Прохождение электромагнитного излучения сквозь атмосферу.

Излучение в видимой области спектра играет основную роль в жизни человека и хорошо пропускается земной атмосферой. Во многих других участках спектра земная атмосфера поглощает излучение. Видимая область спектра регистрируется оптическими телескопами, а также невооруженным глазом. Глаз – это естественный измерительный прибор, регистрирующий электромагнитное излучение в видимой области спектра.

Площадь зрачка может изменяться в 100 раз, тем самым регулируя поток света, поступающего на сетчатку в дневное время. Днем освещенность от Солнца составляет 10⁵ лк; в то время как ночью звездное небо создает освещенность всего в 10^–5 лк. Поэтому для того, чтобы видеть в темноте, регистрировать излучение должны не колбочки, а палочки – другие элементы глаза. Максимальная чувствительность глаза при дневном зрении приходится на длину волны λ = 555 нм и соответствует желто-зеленому цвету. Ночью она сдвигается в коротковолновую часть спектра λ = 513 нм. Лабораторные исследования показали, что ночью глаз может зарегистрировать изменение звездной величины на 0,1^m.

Рис. 85. Пластинка в центре размером около сантиметра – прибор с зарядовой связью (ПЗС). Эта небольшая микросхема содержит более 150 000 светочувствительных ячеек.

В XVII веке появился первый телескоп, а в XX веке – фотоэлектронные умножители (ФЭУ), электронно-оптические преобразователи (ЭОП), приборы с зарядовой связью (ПЗС). Системы ПЗС являются самыми чувствительными и могут регистрировать отдельные кванты света, накапливая информацию о них в особых ячейках – пикселях. В настоящее время разработаны новые виды приборов с зарядовой связью, в которых дрожание атмосферы компенсируется смещением накопленного заряда в ту группу пикселов, в которой в данное время регистрируется излучение. Такие системы ПЗС назвали системами ПЗС с перпендикулярным переносом. Подобные системы позволяют улучшить качество изображения в полтора раза.

В радиодиапазоне через атмосферу Земли проникают радиоволны с длиной волны от 1 до 4 мм и от 8 до 20 м. Длины электромагнитных волн радиодиапазона заключены в пределах от 10 км до 1 мм. Существование радиоволн было предсказано Максвеллом в 1873 году, а первый радиотелескоп появился в 1929 году.

Регистрация инфракрасного излучения впервые была проведена в 1800 году Вильямом Гершелем. Помещая термометр в различные области спектра, полученного с помощью призмы, он зафиксировал нагрев того термометра, который располагался вне видимой области, рядом с красным цветом. Именно Гершель назвал это невидимое излучение инфракрасным излучением, то есть находящимися дальше красных лучей. Земная атмосфера непрозрачна для большей части инфракрасного излучения. В XIX веке для регистрации инфракрасного излучения пользовались термопарой. На ее концах при освещении инфракрасным излучением возникает разность потенциалов, которую можно измерить. В более позднее время детектором инфракрасного излучения становятся полупроводниковые болометры, состоящие из полосок полупроводников. Сопротивление полупроводников при освещении инфракрасным излучением меняется, это регистрируется обычным образом.

. Рис. 86.Инфракрасный астрономический спутник IRAS снабжен небольшим телескопом-рефлектором.

Инфракрасное излучение интенсивно задерживается земной атмосферой, поэтому инфракрасные телескопы поднимают на самолетах и аэростатах, располагают в открытом космосе. В 1983 году был запущен инфракрасный телескоп IRAS, в котором приемная аппаратура охлаждалась жидким гелием.

Современные телескопы сразу строятся как для наблюдений в видимой области спектра, так и для инфракрасных наблюдений.

Регистрация квантов ультрафиолетового излучения производится с помощью фотоэлектрических приемников излучения, вторично-электронных умножителей. Регистрация ультрафиолетового излучения с длиной волны, меньшей 160 нм, производится специальными счетчиками, аналогичными счетчикам Гейгера – Мюллера, известным из школьного курса физики.

Ультрафиолетовые лучи – это часть электромагнитного спектра, соответствующая длинам волн λ от 390 до 10 нм. Они практически не пропускаются земной атмосферой, поэтому всю регистрирующую аппаратуру приходится выносить в космос.

Рис.87. Ио, Европа и Ганимед рядом с Юпитером. Снимок IUE.

В 1978 году был запущен на орбиту ультрафиолетовый телескоп IUE (International Ultraviolet Explorer), который проработал 19 лет. Информацией, полученной в ходе его работы, воспользовалось около 3000 ученых из 25 стран мира. В 1985 году был запущен специализированный спутник EUVE – Extreme Ultraviolet Explorer, который специализировался в диапазоне 10–100 нм.

Рентгеновское излучение было открыто в 1895 году Рентгеном. Оно беспрепятственно проходит сквозь плотную бумагу и ткани человеческого тела. Это его свойство сейчас широко используется в медицине и технике.

А вот земная атмосфера является прекрасным щитом для рентгеновского излучения. Для регистрации рентгеновского излучения Солнца необходимо поднимать приборы на высоту 100 км. Впервые солнечное излучение в рентгеновском диапазоне было зарегистрировано в 1948 году.

Рис88. Фотография растущей Луны в гамма-лучах. ROSAT.

Рентгеновское излучение регистрируется специальными счетчиками, аналогичными счетчику Гейгера – Мюллера. В 1971 году был запущен (для наблюдения в рентгеновском диапазоне) спутник «Ухуру», затем космические рентгеновские обсерватории «Эйнштейн», ROSAT. В 1999 году была запущена рентгеновская обсерватория «Чандра».

Самыми первыми были зарегистрированы источник Sco X-1 в созвездии Скорпиона, Сyg X-1 в созвездии Лебедя, затем были открыты вспышечные рентгеновские источники – барстеры, рентгеновские пульсары. Среди рентгеновских источников излучения – тесные двойные системы, остатки вспышек сверхновых, например, Крабовидная туманность.

Гамма-излучение возникает при столкновениях энергичных частиц, испускается возбужденным атомом, при процессах аннигиляции частиц. Источниками гамма-излучения могут быть частицы сверхвысоких энергий. Регистрируется оно детекторами гамма-излучения, сцинциляционными счетчиками и черенковскими счетчиками. Земная атмосфера не пропускает космическое гамма-излучение, поэтому первые результаты исследований были получены после запусков космических станций.

В 1991 году с помощью российско-французского прибора «СИГМА», установленного на спутнике «Гранат», в 120 пк от центра Галактики был обнаружен источник аннигиляционной линии 511 кэВ, который назвали «Великим аннигилятором». Гамма-кванты такой энергии образуются при аннигиляции электронов и позитронов.

Гамма-излучение зарегистрировано от Солнца, активных ядер галактик, квазаров. Но самое поразительное открытие в гамма-астрономии сделано при регистрации гамма-всплесков.

. Рис. 89. Распределение гамма-вспышек на небесной сфере.

Уже в 70-х годах стало понятно, что всплески гамма-излучения с равной вероятностью приходят с любого направления, то есть распределены изотропно. Ничего подобного в нашей Галактике быть не может. Но в нашей Вселенной есть один практически идеально изотропный объект – сама Вселенная! Именно это заставило многих ученых отказаться от галактической модели гамма-всплесков. В настоящее время считается, что источники гамма-всплесков удалены на расстояния порядка 12–15 миллиардов световых лет. Для объяснения наблюдаемой яркости всплесков приходится считать, что их источники – самые мощные объекты Вселенной.

z:\Program Files\Physicon\Open Astronomy 2.5\design\images\Fwd_h.gifz:\Program Files\Physicon\Open Astronomy 2.5\design\images\Bwd_h.gif

z:\Program Files\Physicon\Open Astronomy 2.5\design\images\Music_nh.gifz:\Program Files\Physicon\Open Astronomy 2.5\design\images\Music_d.gifz:\Program Files\Physicon\Open Astronomy 2.5\design\images\Music_dh.gifz:\Program Files\Physicon\Open Astronomy 2.5\design\images\Sound_nh.gifz:\Program Files\Physicon\Open Astronomy 2.5\design\images\Sound_d.gifz:\Program Files\Physicon\Open Astronomy 2.5\design\images\Sound_dh.gif                        §19Оптические явления на небе

Издавна человек наблюдал не только периодически повторяющиеся события, но и редкие, необычные явления, возникающие в атмосфере.

Рис. 90. Закат Солнца. На самом деле Солнце зашло уже несколько минут назад.

Из-за неоднородностей атмосферы лучи света, преломляясь, отклоняются от своего прямого пути. Особенно это заметно, когда светила находятся у горизонта: атмосфера «приподнимает» их на 35 угловых минут.

Образование верхнего миража (ход лучей).

 

Рис. 91. Образование нижнего миража (ход лучей).

Рефракция в атмосфере создает и другое интересное явление – мнимые изображения отдаленных предметов, называемые миражами. Если над слоем прохладного воздуха оказывается более нагретый и сильно разреженный воздушный слой, то лучи света описывают большую дугу и возвращаются вниз за десятки километров от источника. С Лазурного берега иногда можно увидеть Корсику, расположенную за 200 километров оттуда. Жители бельгийского города Вервье в 1815 году увидели в небе целую армию. За сто километров от этого города в это утро произошла битва при Ватерлоо. Если градиент температур чрезвычайно сильный, то можно увидеть предметы, как будто отраженные в воде. На самом деле это перевернутые изображения далеких ландшафтов.

Радуга обычно появляется после дождя, когда Солнце стоит довольно низко. Солнечный свет, проходя сквозь капли воды, многократно преломляется, и лучи разного света выходят из капель под различными углами. Иногда наблюдается сразу несколько радуг. Явление разложения белого света в спектр получило название дисперсия. Вид радуги, яркость цветов, ширина полос зависят от размеров водяных капель в воздухе.

Рис 92. Радуга

 

Рис 93. Гало вокруг Луны.

Светлый туман вокруг Солнца можно наблюдать достаточно часто – это бывает, когда небо затянуто перистыми облаками. Но если облака достаточно тонкие и однородные, лучи света преломляются на составляющих их ледяных кристалликах особым образом, образуя вокруг Солнца или Луны яркий круг или несколько кругов. Это явление получило название гало (греч. галос «круг, диск»).

Рис. 94. Паргелии (ложные Солнца).

Изредка ледяные кристаллики облаков располагаются так, что отдельные участки гало светятся более ярко, образуя паргелии– ложные Солнца.

Рис 95. Венец вокруг Луны.

В результате дифракции света на капельках воды, составляющих перистые облака, диск Луны часто бывает окружен радужными кольцами. Они называются венцами. Такие же кольца есть и вокруг диска Солнца, но в солнечном свете они практически незаметны.

Рис. 96.Полярное сияние.

 

Рис. 97. Полярное сияние «занавес».

Земля постоянно находится в потоке летящих от Солнца заряженных частиц. Попадая в верхние слои атмосферы, частицы движутся вдоль силовых линий магнитного поля Земли и в районе полюсов проникают в более плотные слои атмосферы, вызывая полярные сияния. Полярные сияния весьма разнообразны по яркости и внешнему виду. Обычно они предстают в виде светящихся пятен или лент, висящих как огромный занавес.

В годы активного Солнца заряженные частицы проникают в плотные слои средних широт. Так, 8 марта 1970 года полярное сияние наблюдалось в Москве, а в июле 2000 года – в Московской области.

z:\Program Files\Physicon\Open Astronomy 2.5\design\images\Fwd_h.gifz:\Program Files\Physicon\Open Astronomy 2.5\design\images\Bwd_h.gif

z:\Program Files\Physicon\Open Astronomy 2.5\design\images\Music_nh.gifz:\Program Files\Physicon\Open Astronomy 2.5\design\images\Music_d.gifz:\Program Files\Physicon\Open Astronomy 2.5\design\images\Music_dh.gifz:\Program Files\Physicon\Open Astronomy 2.5\design\images\Sound_nh.gifz:\Program Files\Physicon\Open Astronomy 2.5\design\images\Sound_d.gifz:\Program Files\Physicon\Open Astronomy 2.5\design\images\Sound_dh.gif