Картина звездного неба все еще остается самою величественною изо всех картин, а книга о небе-самою занимательною из всех книг. Будем же любоваться этой картиной и вглядываваться в нее все пристальнее и пристальнее; будем читать эту книгу, чтобы стать разумнее и совершеннее.

К.Фламмарион.

III. НАША ГАЛАКТИКА

1. Млечный Путь и Галактика

В безлунные осенние вечера вдали от ярко освещенных домов и улиц, любуясь звёздным небом, можно увидеть белую полосу, протянувшуюся через все небо. Это Млечный Путь.

Согласно одному из древних мифов, Млечный Путь – это дорога с Олимпа на Землю. Согласно другому – это пролитое Герой молоко.

Млечный Путь опоясывает небесную сферу по большому кругу. Жителям северного полушария Земли, в осенние вечера удается увидеть ту часть Млечного Пути, которая проходит через Кассиопею, Цефей, Лебедь, Орел и Стрельца, а под утро появляются другие созвездия. В южном полушарии Земли Млечный Путь простирается от Стрельца к созвездиям Скорпион, Циркуль, Центавр, Южный Крест, Киль, Стрела.

Млечный Путь, проходящий через звездную россыпь южного полушария, удивительно красив и ярок. В созвездиях Стрельца, Скорпиона, Щита много ярко светящихся звездных облаков. Именно в этом направлении находится центр нашей Галактики. В этой же части Млечного Пути особенно четко выделяются темные облака космической пыли- темные туманности. Если бы не было этих темных, непрозрачных туманностей, то Млечный Путь в направлении к центру Галактики был бы ярче в тысячу раз.

Глядя на Млечный путь, нелегко вообразить, что он состоит из множества неразличимых невооруженным глазом звёзд. Но люди догадались об этом давно. Одну из таких догадок приписывают ученому и философу Древней Греции - Демократу. Он жил почти на две тысячи лет раньше, чем Галилей, который впервые доказал на основе наблюдений с помощью телескопа звездную природу Млечного Пути. В своём знаменитом “Звездном вестнике” в 1609 году Галилей писал: “Я обратился к наблюдению сущности или вещества Млечного Пути, и с помощью телескопа оказалось возможным сделать её настолько доступной нашему зрению, что все споры умолкли сами собой благодаря наглядности и очевидности, которые и меня освобождают от многословного диспута.

В самом деле Млечный Путь представляет собой не что иное, как бессчетное множество звёзд, как бы расположенных в кучах, в какую бы область не направлять телескоп, сейчас же становится видимым огромное число звёзд, из которых весьма многие достаточно ярки и вполне различимы, количество же звёзд более слабых не допускает вообще никакого подсчета”.

Какое же отношение звёзды Млечного Пути имеют к единственной звезде Солнечной системы, к нашему Солнцу? Ответ сегодня общеизвестен. Солнце - одна из звёзд нашей Галактики, Галактики – Млечный Путь. Какое же место занимает Солнце в Млечном Пути? Уже из того факта, что Млечный Путь опоясывает наше небо по большому кругу, ученые сделали вывод, что Солнце находится вблизи главной плоскости Млечного Пути.

Чтобы получитъ более точное представление о положении Солнца в Млечном Пути, а затем и представить себе, какова в пространстве форма нашей Галактики, астрономы (В.Гершель, В.Я.Струве и др.) использовали метод звездных подсчетов, суть которых в том, что в различных участках неба подсчитывают число звёзд в последовательном интервале звёздных величин. Если допустить, что светимости звёзд одинаковы, то по наблюдаемому блеску можно судить о расстояниях до звезд, далее, предполагая, что звёзды в пространстве расположены равномерно, рассматривают число звёзд, оказавшихся в сферических объёмах, с центром в Солнце.

На основе этих подсчетов уже в 18 веке был сделан вывод о “сплюснутости” нашей Галактики.

В состав Галактики входят не менее 150 млрд. Звёзд, подобных нашему Солнцу. В близи центральной области Галактики звёздная плотность в миллионы раз больше, чем вблизи Солнца. Участвуя во вращении Галактики, наше Солнце мчится со скоростью

более 220 км/с, совершая один оборот за 200-250 миллионов лет. Галактика имеет сложное строение и сложный состав. Современные исследования Галактики требуют технических средств 20 века, но началось исследование Галактики с пытливого вглядывания в простирающийся над нашими головами Млечный Путь.

Галактика всегда обозначается и пишится с большой буквы.

2. Размеры и строение нашей галактики

Наши знания о размерах, составе и структуре Галактики получены в основном за последние десятилетия благодаря использованию больших телескопов, которые позволили изучать слабые звезды и другие далекие объекты. Было определено, что в ее структуре прослеживается ядро и окружающие его две системы звезд: дискообразная и почти сферическая галактическая корона (гало). Первая  включает значительное число звезд, концентрация которых возрастает по мере приближения к галактической плоскости. Менее многочисленные звезды второй имеют концентрацию к ядру.Млечный Путь, который образуют звезды диска, опоясывает небо вдоль большого круга, а это означает, что Солнечная система находится вблизи галактической плоскости. Диаметр нашей Галактики – около 100 тыс.св.лет (30 тыс.пк). Число звезд в ней – по разным оценкам - около 200 млрд. до 1 трлн. Они составляют 98% общей массы Галактики, а  оставшиеся 2% - межзвездное вещество в виде газа и пыли, при этом пыли примерно в 100 раз меньше, чем газа.

Строение Галактики

 Истинные размеры Галактики были установлены только в XX в. Из-за того, что Солнечная система находится практически в плоскости Галактики, заполненной поглощающей материей, очень многие детали строения Млечного Пути скрыты от взгляда земного наблюдателя. Однако их можно изучать на примере других галактик, сходных с нашей. Так, в 40-е гг. XX столетия, наблюдая галактику формы - гало.

Поскольку туманность Андромеды очень похожа на нашу Галактику, Бааде предположил, что подобная структура имеется и у Млечного Пути. Звёзды галактического диска были названы населением I типа, а звёзды гало (или сферической составляющей) - населением II типа.

 Как показывают современные исследования, два вида звёздного населения отличаются не только пространственным положением, но и характером движения, а также химическим составом. Эти особенности связаны в первую очередь с различным происхождением диска и сферической составляющей.

Так наша Галактика выглядит сбоку:

 1 – ось вращения; 2 – корона; 3 – галактический центр; 4 – галактический экватор; 5 – Солнце; 6 – тонкий диск; 7 – толстый диск; 8 – гало; 9 – шаровое скопление; 10 – звезды гало; 11 – балдж

 ГАЛО. Границы нашей Галактики определяются размерами гало. Радиус гало значительно больше размеров диска и по некоторым данным достигает нескольких сот тысяч световых лет.

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.

 Характерной особенностью звёзд гало является чрезвычайно малая доля в них тяжёлых химических элементов. Звёзды, образующие шаровые скопления, содержат металлов в сотни раз меньше, чем Солнце.

 Звёзды сферической составляющей концентрируются к центру Галактики. Центральная, наиболее плотная часть гало в пределах нескольких тысяч световых лет от центра Галактики называется балдж (в переводе с английского "утолщение").

Звёзды и звёздные скопления гало движутся вокруг центра Галактики по очень вытянутым орбитам. Из-за того что вращение отдельных звёзд происходит почти беспорядочно (т. е. скорости соседних звёзд могут иметь самые различные направления), гало в целом вращается очень медленно.

 ДИСК. По сравнению с гало диск вращается заметно быстрее. Скорость его вращения не одинакова на различных расстояниях от центра. Она быстро возрастает от нуля в центре до 200-240 км/с на расстоянии 2 тыс. световых лет от него, затем несколько уменьшается, снова возрастает примерно до того же значения и далее остаётся почти постоянной. Изучение особенностей вращения диска позволило оценить его массу. Оказалось, что она в 150 млрд раз больше массы Солнца.

 Население диска очень сильно отличается от населения гало. Вблизи плоскости диска концентрируются молодые звёзды и звёздные скопления, возраст которых не превышает нескольких миллиардов лет. Они образуют так называемую плоскую составляющую. Среди них очень много ярких и горячих звёзд.

 Газ в диске Галактики также сосредоточен в основном вблизи его плоскости. Он распределён неравномерно, образуя многочисленные газовые облака - от гигантских неоднородных по структуре сверхоблаков протяжённостью несколько тысяч световых лет до маленьких облачков размерами не больше парсека.

 Основным химическим элементом в нашей Галактике является водород. Приблизительно на 1/4 она состоит из гелия. По сравнению с этими двумя элементами остальные присутствуют в очень небольших количествах. В среднем химический состав звёзд и газа в диске почти такой же, как у Солнца.

 ЯДРО. Одной из самых интересных областей Галактики считается её центр, или ядро, расположенное в направлении созвездия Стрельца. Видимое излучение центральных областей Галактики полностью скрыто от нас мощными слоями поглощающей материи. Поэтому его начали изучать только после создания приёмников

инфракрасного и радиоизлучения, которое поглощается в меньшей степени.

 Для центральных областей Галактики характерна сильная концентрация звёзд: в каждом кубическом парсеке вблизи центра их

содержатся многие тысячи. Расстояния между звёздами в десятки и сотни раз меньше, чем в окрестностях Солнца. Если бы мы жили на планете около звезды, находящейся вблизи ядра Галактики, то на небе были бы видны десятки звёзд, по яркости сопоставимых с Луной, и многие тысячи более ярких, чем самые яркие звёзды нашего неба.

 Помимо большого количества звёзд в центральной области Галактики наблюдается околоядерный газовый диск, состоящий преимущественно из молекулярного водорода. Его радиус превышает 1000 световых лет. Ближе к центру отмечаются области ионизованного водорода и многочисленные источники инфракрасного излучения, свидетельствующие о происходящем там звездообразовании. В самом центре Галактики предполагается существование массивного компактного объекта - чёрной дыры массой около миллиона масс Солнца. В центре находится также яркий радиоисточник Стрелец А, происхождение которого связывают с активностью ядра.

 СПИРАЛЬНЫЕ ВЕТВИ. 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 в нашей Галактике 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. В спиральных ветвях находится большое количество переменных и вспыхивающих звёзд, в них чаще всего наблюдаются взрывы некоторых типов сверхновых. В отличие от гало, где какие-либо проявления звёздной активности чрезвычайно редки, в ветвях продолжается бурная жизнь, связанная с непрерывным переходом вещества из межзвёздного пространства в звёзды и обратно. Галактическое магнитное поле, пронизывающее весь газовый диск, также сосредоточено главным образом в спиралях.

 Спиральные рукава Млечного Пути в значительной степени скрыты от нас поглощающей материей. Подробное их исследование началось после появления радиотелескопов. Они позволили изучать структуру Галактики по наблюдениям радиоизлучения атомов межзвёздного водорода, концентрирующегося вдоль длинных спиралей. По современным представлениям, спиральные рукава связаны с волнами сжатия, распространяющимися по диску галактики. Проходя через области сжатия, вещество диска уплотняется, а образование звёзд из газа становится более интенсивным. Причины возникновения в дисках спиральных галактик такой своеобразной волновой структуры не вполне ясны. Над этой проблемой работают многие астрофизики.

3. Звездные скопления

Самые маленькие коллективные члены Галактики - это двойные и кратные звёзды. Так называются группы из двух, трех, четырех и более звезд, в которых звёзды удерживаются близко друг к другу благодаря взаимному притяжению согласно закону всемирного тяготения. В двойных и кратных звёздах таких огромных тел – звёзд (солнц) два или несколько. Они притягивают друг друга, удерживают друг друга и, возможно, другие тела меньших масс внутри сравнительного небольшого объёма.

Расстояние, разделяющее компоненты двойных звезд, могут быть весьма различны. У тесных двойных они так близки друг друга, что происходят сложные физические процессы взаимодействия, связанные с явлениями приливов.

В широких парах расстояние между компонентами составляет десятки тысяч астрономических единиц, периоды обращений столь велики, что измеряются тысячелетиями и орбитальное движение при наблюдениях не удаётся обнаружить. Связуемость компонентов в таких системах определяют по их относительной близости на небе и по общности собственного движения.

Среди 30 ближайших к нам звёзд 13 входят в состав двойных и тройных систем. Измерение скорости движения звёзд по их орбитам позволило  оценить массу звёзд, входящих в двойные системы. Оказалось, что и в этом отношении звёзды различны. Некоторые из них по массе уступают Солнцу, а другие превосходят его. При этом для всех звезд, в том числе и для Солнца, выполняется условие - чем больше светимость звезды, тем больше и её масса. Вдвое большей массе соответствуют приблизительно вдесятеро большая светимость, так что различие в светимостях у звезд гораздо большее, чем различие в массах.

Двойные и кратные звёзды часто состоят из звёзд различных типов, например, звезда белый гигант может комбинироваться с красным карликом, или желтая звезда средней светимости- с красным гигантом.

Более крупными коллективными членами Галактики, чем двойные и кратные звёзды, являются рассеянные звёздные скопления.

            Звездные скопления. Хоро­шо известно, что звезды неравно­мерно распределены по небу. На­пример, вблизи Млечного Пути сла­бые звезды встречаются заметно чаще, чем вдали от него. Это не кажущийся эффект. Звезды дейст­вительно неравномерно заполняют пространство. Наиболее наглядно это проявляется в существовании групп из большого числа звезд, называе­мых звездными скоплениями.

Примером звездных скоплений, хорошо видимых невооруженным глазом, являются скопления Плеяды и Гиады (оба в созвездии Тельца). В Плеядах нормальный глаз видит 5—7 слабых звездочек, располагающихся в виде малень­кого ковшика (по этому  скоплению удобно проверять остроту зрения).  В телескоп в Плеядах заметны сот­ни звезд. Гиады — скоп­ление не столь компактное, как Плеяды, но оно содержит более яркие звезды. Рядом с Гиадами — красноватый Альдебаран — яр­чайшая звезда в созвездии Тельца.

Невооруженным глазом на небе заметно всего несколько скоплений. Но в телескоп их можно видеть сотни. Наблюдения показали, что звездный состав скоплений различен.

Оказалось, что некоторые скопления состоят из сравнительно молодых, некоторые — из старых звезд. Звезды внутри скопления имеют близкий возраст и, следовательно, связаны общим происхождением.

Наблюдается два типа скоплений — рассеянные и шаровые. Рассеянные скопления содержат десятки, сотни, а наиболее крупные — тысячи звезд и выглядят в телескоп сверкающей россыпью. Плеяды и Гиады относятся к этому типу. Среди рассеянных скоплений встречаются как сравнительно ста­рые, с возрастом в несколько мил­лиардов лет, так и очень молодые, в которых еще сохранились много голубых горячих звезд высокой све­тимости. Эти звезды значительно массивнее Солнца, и поэтому (как мы уже знаем) продолжительность жизни у них более короткая, чем у звезд других типов. Существование в рассеянных скоплениях таких звезд говорит о том, что образование скоплений продолжается и в наше время. Сравнительно молодым скоплением являются Плеяды: его возраст около 10⁸ лет.

Рассеянные скопления можно найти не в любой части неба. Почти все они наблюдаются вблизи Млеч­ного Пути. Именно там, вблизи плоскости диска Галактики, наи­более активно происходит образо­вание звезд.

Шаровые скопления по размеру, как правило, больше рас­сеянных и содержат сотни тысяч звезд. Все они очень далеки от нас. Лишь одно-два можно заметить невооруженным глазом или в бинокль, но даже они из-за громадного расстояния видны как крошечные светящиеся пятнышки. На фотографиях шаровые скопления обычно выглядят как целый рой огромного числа звезд. Кажется, что в центре скопления звезды сливаются в сплошную светлую массу. Но на самом деле даже там между звездами достаточно много свободного пространства, что­бы они двигались, не сталкиваясь друг с другом. В отличие от рассеянных скоплений, в шаровых мы не наблюдаем молодых звезд. Это очень старые звездные системы. Их возраст трудно точно оценить. Основываясь на теории звездной эволюции, ученые получают оценки возраста наиболее старых скоплений в 13—18 млрд. лет.

Всего в нашей Галактике известно около 150 шаровых скоплений. В отличие от рассеянных звездных скоплений, шаровые скопления слабо концентрируются к полосе Млечного Пути. Зато практически все они наблюдаются в одной половине неба, в центре которой находится созвездие Стрельца. Такая особенность распределения отражает структуру нашей звездной системы — Галактики: в созвездии Стрельца находится ее центр. Шаровые скопления, в отличие от рассеянных, относятся к сферической составляющей Галактики. Имеется ещё один тип членов Галактики - так называемые звёздные ассоциации. Они были открыты академиком В.А.Амбарцумяном, который обнаружил, что наиболее горячие звёзды-гиганты, расположены на небе как бы отдельными гнёздами. Обычно в таком гнезде два-три десятка звёзд - горячих гигантов спектральных классов. Ассоциация занимает большой объем, размером в несколько десятков или сотен парсек, в который обычно порядком, как и в другие места Галактики, входят в большом количестве звезды-карлики и звёзды средней светимости.

Звёзды горячие гиганты движутся со скоростью 5-10 км/с, и им требуется всего несколько сотен тысяч лет или, самое большее, несколько миллионов лет, чтобы уйти из ассоциации. Поэтому факт существования горячих гигантов в звёздных ассоциациях указывает на то, что эти звёзды недавно сформировались в ассоциациях и не успели ещё из них уйти.

Именно открытие звёздных ассоциаций привело к утверждению, что наряду со старыми звёздами, есть и молодые и очень молодые звёзды, что звёздообразование в Галактике было длительным процессом и продолжается в наши дни.

По расположению в Галактике все звёзды и все другие объекты можно разделить на три группы.

Объекты первой группы сосредоточены в галактической плоскости, т.е. образуют плоские подсистемы. К этим объектам относятся звёзды горячие сверхгиганты и гиганты, пылевая материя, газовые облака и рассеянные звёздные скопления. Характерно, что в состав рассеянных скоплений в основном входят именно те объекты, которые сами по себе тоже образуют плоские подсистемы.

Вторую группу образуют объекты, располагающиеся одинаково часто у плоскости симметрии Галактики и на значительном расстоянии от неё. Они образуют сферические подсистемы. В числе таких объектов желтые и красные субкарлики, желтые и красные гиганты, шаровые скопления.

Третью группу составляют промежуточные подсистемы. В них объекты сосредоточены у плоскости Галактики, но не так сильно, как у плоских подсистем. Промежуточные подсистемы составляют красные и желтые звёзды-гиганты, желтые и красные звёзды-карлики, а также особые переменные звёзды, называемые звёздами типа Мира Кита, очень сильно и неправильным образом изменяющие свой блеск.

Открытие существования объектов различных подсистем в Галактике имеет большое значение. Оно показывает, что звёзды разных типов формировались в разных местах  Галактики и при различных условиях.

4. Межзвездная среда

Межзвездный газ. В состав нашей Галактики входят не только звезды. Наблюдения показали, что межзвездное пространство нельзя считать абсолютно пустым. Основная масса межзвездной среды приходится на разряженный газ. Этот газ обладает способностью слабо светиться, если горячие звезды освещают его ультрафиолетовым светом, и излучать потоки радиоволн, которые можно уловить радиотелескопами. Межзвездный газ имеет при­мерно такой же химический состав, как и большинство наблюдаемых звезд. Он преимущественно состоит из легких газов (водорода и гелия).

Большая часть межзвездного газа сосредоточена в пределах диска Галактики, где межзвездная среда образует вблизи плоскости симмет­рии диска газопылевой слой тол­щиной в несколько сотен световых лет. В пределах этого слоя находится и наше Солнце с окружающими его звездами. Газопылевой слой вместе со звездами диска принимает участие во вращении Галактики.

Даже вблизи плоскости звездного диска концентрация частиц газа очень мала. У поверхности Земли, например, в 1 см³ содержится 3_*10¹⁹ молекул воздуха, а в меж­звездном газе на два кубических сантиметра приходится в среднем только один атом газа. Но меж­звездный газ занимает такие боль­шие объемы пространства, что его полная масса в Галактике достигает нескольких процентов от суммарной массы всех звезд.

Газ в межзвездном простран­стве наблюдается в трех состояниях: ионизованном, атомарном и моле­кулярном.

Ионизованный газ. Горячие звезды мощным ультрафиолетовым излучением нагревают и ионизуют окружающий межзвездный газ. Нагре­тый газ излучает свет, и поэтому области, заполненные горячим га­зом, наблюдаются как светящиеся облака. Они называются светлыми газовыми туманностями. Темпера­тура газа в них составляет около 10000 К.

Самая заметная туманность рас­положена в созвездии Ориона и на­зывается туманностью Орио­на. В сильный бинокль или небольшой телескоп она видна как бесформенное облачко со слабым зеленоватым свечением. Это обла­ко состоит из горячего ионизован­ного газа, масса которого оцени­вается примерно в тысячу масс Солнца.

Атомарный газ. Основная масса межзвездного газа в диске Галак­тики удалена от горячих звезд и поэтому не ионизована и не излу­чает свет. Но такой «невидимый» газ все же можно наблюдать радио­астрономическими методами. Было доказано (вначале теоретически, а затем подтверждено наблюдениями), что атомы водорода, входящие в состав межзвездного газа, излу­чают радиоволны с длиной волны 0,21 м (с частотой 1420 МГц).

Радиоизлучение нейтрального межзвездного водорода было обна­ружено в 1951 г. Многочисленные измерения его интенсивности позво­лили установить общую массу газа в Галактике.

Атомарный газ распределен в пространстве неоднородно. Он обра­зует облака, между которыми газ более разрежен. Типичные размеры облаков достигают нескольких десят­ков световых лет, а средняя кон­центрация частиц в них — несколько атомов в 1 см³.

Молекулярный газ. Радионаблю­дения обнаружили в межзвездном пространстве в тысячи раз более плотные облака, состоящие из очень холодного газа, температура кото­рого не превышает 20—30 К. Из-за низкой температуры и повышенной плотности водород и другие эле­менты в этих облаках объединены в молекулы. Поэтому их называют молекулярными. В основном они состоят из молекул H₂. Молекулы водорода, в отличие от, атомов, не испускают радиоизлучения. Зато многие другие молекулы, входящие в состав облаков, излучают радио­волны на определенных частотах. По радиоизлучению в молекуляр­ных облаках было найдено несколь­ко десятков молекулярных соедине­ний, например СО, СО₂, H₂O, NН₃. Имеются и более сложные молеку­лы — формальдегида, этилового и метилового спирта и др. Молекулы могут возникать и существовать только в наиболее плотных газовых облаках. В разреженной межзвезд­ной среде под действием ультра­фиолетового излучения звезд они быстро распадаются. Масса многих молекулярных облаков превышает 100 тыс. масс Солнца. Это самые массивные образования в диске Галактики.

Полагают, что в молекуляр­ных облаках происходит зарождение звезд из газа. Существует и об­ратный процесс — в межзвездную среду непрерывно поступает газ, «сбрасываемый» звездами. Мы уже знаем, что звезды, вспыхивающие как новые и сверхновые, теряют часть своей массы. Но и у обычных звезд, таких, как Солнце, на опреде­ленном  этапе эволюции  (после превращения в красный гигант) происходит отделение газовой обо­лочки, которая, медленно расширяясь, уходит в межзвездное пространство. Такие расширяющиеся оболочки известны у сотен звезд. Они называются планетарными ту­манностями. В центре планетарной туманности всегда наб­людается звезда. Причина свечения этих объектов та же, что и у светлых газовых туманностей,— ионизующее ультрафиолетовое излучение горячей звезды.

             Межзвездная пыль. В середине прошлого века известный рус­ский астроном В. Я. Струве обосно­вал предположение, что межзвездное пространство не абсолютно прозрачно; свет в нем может поглощаться и рассеиваться, вследствие чего да­лекие звезды выглядят слабее, чем можно ожидать. Газ практически не поглощает видимого излучения. По­этому, помимо газа, межзвездная среда должна содержать пыль.

Окончательно существование поглощения света в межзвездной среде было доказано в 30-х годах нашего века. В случае сравнительно близких звезд поглощение почти незаметно:

чтобы световой поток был ослаблен межзвездной средой всего лишь на один процент, свету требуется пройти расстояние в несколько десятков световых лет. Но если расстояние до звезд измеряется тысячами све­товых лет, то межзвездная среда ослабляет приходящий от них свет и несколько раз.

Межзвездная среда не только ослабляет свет далеких звезд, но еще и вызывает изменение их цвета. Звез­ды, свет которых испытал сильное ослабление, кажутся нам более красными. Это происходит потому, что лучи красного света меньше поглощаются и рассеиваются меж­звездными пылинками, чем синие. Измеряя ослабление света звезд на различных длинах волн, можно су­дить о свойствах межзвездной пыли. Выяснилось, что межзвездные пы­линки очень мелкие — размером около 0,5 мкм. Они состоят в ос­новном из углерода, кремния и «намерзших» на них молекул меж­звездного газа.

В межзвездном  пространстве пыль везде сопутствует газу. На ее долю приходится около 1% от массы газа. Поэтому концентрация пыли всегда выше, а прозрачность среды ниже там, где много газа. Это хорошо видно на примере молекулярных облаков — самых плотных газовых облаков в межзвезд­ной среде. Из-за присутствующей в них пыли они практически не­прозрачны и выглядят на небе как темные области, почти лишенные звезд. Редкие звездочки, просвечивающие сквозь их менее плотные части, кажутся сильно покрасневшими. Газопылевые образования, которые из-за низкой прозрачности выглядят как темные области, на­зываются темными туманностями.

В ясную ночь, наблюдая Млечный Путь даже невооруженным гла­зом, можно заметить, что он имеет неровные очертания, а в созвездии Лебедя даже разделяется на два параллельно идущих рукава. Это наглядный результат проекции на Млечный Путь темных туманностей, большинство которых  находится вблизи плоскости Галактики.

Происхождение пыли не вполне еще ясно. Теоретические расчеты и наблюдения показали, что пылинки могут конденсироваться в атмосферах  холодных звезд, откуда давление излучения должно выталкивать их в межзвездное пространство.

 Космические лучи и межзвездное магнитное поле. Помимо разряженного газа и пыли, в межзвездном пространстве с огромной скоростью, близкой к скорости света (300 000 км/с), движется большое число элементарных частиц и ядер различных атомов. Эти частицы летят по всей нашей Галактике в самых различных направлениях. Они называются космическими лучами.

Частицы космических лучей удается регистрировать непосредственно при помощи специальных физиче­ских приборов — счетчиков быстрых частиц, устанавливаемых на космических аппаратах. Сквозь атмосферу Земли космические лучи пробиться не могут. Сталкиваясь с атомами земной атмосферы, они разбивают их, рождая целые ливни из элементарных частиц. Лишь небольшой процент космических частиц избегает столкновений в атмосфере и достигает Земли высоко в горах. Поэтому в различных странах организованы специальные высокогорные станции по наблюдению и исследованию космических лучей.

Не все космические частицы при­ходят к нам из межзвездных глубин. Многие имеют солнечное проис­хождение. Они рождаются главным образом при солнечных вспышках. Однако самые быстрые части­цы, летящие с околосветовой ско­ростью и обладающие огромной энер­гией, приходят в Солнечную систему из далеких просторов Галактики.

Основными источниками космических лучей в Галактике считаются остатки сверхновых звезд и пульсары — быстро  вращающиеся  и сильно намагниченные нейтронные звезды.

Мы уже знаем, что остатки сверх новых звезд являются мощными источниками синхротронного радио излучения, которое возникает при движении быстрых электронов в магнитном поле. Но наблюдения показали, что синхротронное радиоизлучение приходит к нам и из тех областей межзвездного простран­ства, где остатков сверхновых звезд нет. Следовательно, и между звездами существует магнитное поле, заставляющее быстрые электроны космических лучей излучать радиоволны.

5. Движение звезд в Галактике

Долгое время звезды не случайно считались «неподвижными». Измеряя взаимное расположение звезд на небе, астрономы только в начале XVIIв. заметили, что координаты некоторых ярких звезд ( Альдебарана, Сириуса )изменились по сравнению с теми, которые были получены в древности.

Собственным движением звезды называется ее видимое угловое смещение за год по отношению к слабым далеким звездам.

          Смещение звезд на небе в течение года невелико. Однако на протяжении десятков тысяч лет собственные движения звезд существенно сказываются на их положении, вследствие чего меняются привычные очертания созвездий.

Большинство из 300.000 звезд, собственное движение которых измерено, меняют свое положение значительно медленнее – смещение составляет всего лишь сотые и тысячные доли угловой секунды за год.

В настоящее время собственные движения звезд определяют, сравнивая положение звезд на фотографиях данного участка звездного неба, полученных на одном и том же телескопе с промежутком времени в несколько лет или даже десятилетий, Но даже в этом случае смещение сравнитьельно близких звезд на фоне более далеких столь мало, что его можно определить только с помощью специальных микроскопов.

6. Вращение Галактики

Пространственные скорости звезд относительно Солнца( или Земли ) составляют, как правило, десятки километров в секунду.

Изучение собственных движений и лучевых скоростей показало, что Солнечная система движется со скоростью 20 км/с в направлении созвездия Геркулеса. Точка небесной сферы, в направлении которой она движется относительно ближайщих звезд, называется апексом Солнца.

Анализ собственных движений и лучевых скоростей звезд по всему небу показал, что они движутся вокруг центра Галактики. Это движение звезд воспринимается как вращение нашей звездной системы, которое подчиняется определенной закономерности: угловая скорость вращения убывает по мере удаления от центра, а линейная возрастает, достигая максимального значения на том растояниии, на котором находится Солнце, а затем практически остается постоянной.

Звезды, газ и другие объекты, составляющие галактический диск, движутся по орбитам, близким к круговым. Солнце вместе с близлежащими звездами обращается вокруг центра Галактики со скоростью около 250 км/с, совершая один оборот примерно за 200 млн.лет. Расстояние от Солнца до центра Галактики составляет 23-28 тыс.св.лет (7-9 тыс.пк).

Скорость обращения Солнца практически совпадает со скоростью, с которой на данном расстоянии от центра Галактики движется волна уплотнения, формирующая спиральные рукава. Эта область Галактики получила название коротационной окружности ( от англ.corotation – совместное вращение). Оказавшиеся здесь Солнце и другие звезды находятся в привилегированном положении. Все остальные звезды периодически попадают внутрь спиральных рукавов, поскольку их линейные скорости не совпадают со скоростью обращения волны уплотнения вокруг центра Галактики. Следовательно, наша планета и вся Солнечная система не испытывают на себе катастрофического влияния тех бурных процессов, которые происходят внутри спиральных рукавов. Стабильность условий, в которых возникла и миллиарды лет существует Солнечная система, может рассматриваться как один из важнейших факторов, обусловивших происхождение и развитие жизни на Земле.

IV. ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Наши дни с полным основанием называют золотым веком астрофизики - замечательные и чаще всего неожиданные открытия в мире звезд следуют сейчас одно за другим.

Солнечная система стала последнее время предметом прямых экспериментальных, а не только наблюдательных исследований. Полеты межпланетных космических станций, орбитальных лабораторий, космических зондов, экспедиции на Луну принесли множество новых конкретных знаний о Земле, околоземном пространстве, планетах, Солнце.

 Мы живем в эпоху поразительных научных открытий и великих свершений. Самые невероятные фантазии неожиданно быстро реализуются.

С давних пор люди мечтали разгадать тайну нашей Галактики и далеких галактик, разбросанных в беспредельных просторах Вселенной. Приходится только поражаться, как быстро наука выдвигает различные гипотезы и тут же их опровергает. Однако астрономия не стоит на месте: появляются новые способы наблюдения, модернизируются старые. С изобретением радиотелескопов, например, астрономы могут “заглянуть” на расстояния, которые еще в 40-x годах ХХ столетия казались недоступными.

Как-то незаметно за последние годы произошло кардинальное изменение масштабов нашего восприятия космоса. Технологический прорыв в астрономических средствах наблюдения придвинул к нам чуть ли не вплотную объекты и события, отстоявшие необозримо далеко и по времени, и по расстояниям.

 Ещё одна своеобразная перемена в наших взглядах — происходящее на небесах обнаруживает на разных уровнях всё больше сходства с развивающимся, проявляющим черты живого существа. Словно все телескопы объединились в огромный микроскоп, позволяющий следить за эволюцией некоего организма под названием Галактика.

Происхождение Млечного Пути, новые сведения о его структуре, чёрные дыры в центре Галактики— вот сюжеты, подаренные недавними открытиями. Сведённые вместе, сведения дают иной ракурс и во взгляде на наш обжитой дом — Солнечную систему.

Однако надо себе ясно представить огромную величину этого пути и те колоссальные трудности, с которыми еще предстоит встретится на пути к звездам.

Еще много лет астрофизики всего мира будут открывать для нас новые тайны, которые хранит от нас Галактика.

V. СПИСОК ИСПОЛЬЗУЕМЫХ ИСТОЧНИКОВ

1. А.Арзуманян  “Небо. Звёзды. Вселенная” М. 1987 г.

2. Воронцов Б.А. “Очерки о Вселенной” М. 2000 г.

3. Зигель Ф.Ю. “Сокровища звёздного неба” М. 1976 г.

4. Климишин И.А. “Астрономия наших дней” М. 1980 г.

5. Агекян Т.А. “Звёзды. Галактики. Метагалактики” М. 1982 г.

6. П. Ходж “Галактики” М. 1995 г.

7. В.А. Бронштейн“ Проблемы современной астрофизики” М. Изд-во «Наука» 1974 г.

8. М.М. Дагаев В.М. Чаругин “Астрономия”  1988 г. Изд-во “Просвещение”

9. Е.П. Левитан  2004 г. Издательство “Просвещение”

В данном реферате фотографии взяты, в Интернете с сайтов

1. «Астрономические новости — Энциклопедия» (#"#">#"#">#"_Toc102882482"> 

VI. ПРИЛОЖЕНИЕ

Больше работ по теме: