Билет № 21

1. Состав, структура и размеры нашей Галактики.

Галактика, звездная система, к которой принад­лежит Солнце. Галактика содержит по меньшей мере 100 млрд. звезд. Три главные составляющие: центральное утолщение, диск и галактическое гало.

Центральное утолщение состоит из старых звезд населения II типа (красные гиганты), расположенных очень плотно, а в его цен­тре (ядре) находиться мощный источник излучения. Предполагалось что в ядре находится черная дыра, инициирующая наблюдаемые мощные энергети­ческие процессы сопровождаемые излучением в радиоспектре. (Газовое кольцо вращается вокруг черной дыры; горячий газ, срываясь с его внутреннего края, падает на черную дыру, при этом выделяется энергия, которую мы и наблюдаем.) Но недавно в ядре была зарегистрирована вспышка видимого излучения и гипотеза о черной дыре отпала. Параметры центрального утолщения: 20 000 световых лет в поперечнике и 3000 световых лет в толщину.

Диск Галактики, содержащий молодые звезды населения I ти­па (молодые голубые сверхгиганты), межзвездную материю, рассеянные звездные скоп­ления и 4 спиральные рукава, имеет диаметр 100 000 световых лет и толщину всего 3000 световых лет. Галактика вращается, внутренние её части проходят по своим орбитам намного быстрее, чем внешние. Солнце совершает полный оборот вокруг ядра за 200 млн лет. В спиральных рукавах идет непрерывный процесс звездообразования.

Галактическое гало концентрично с диском и центральным утолщением и состоит из звезд, преимущественно являющихся членами шаровых скоплений и принадлежащих к населению II типа. Однако большая часть вещества в гало невидима и не может быть заключена в обычных звездах, это не газ и не пыль. Таким образом в гало содержится темное невидимое вещество. Расчеты скорости вращения Большого и Малого Магеллановых Облаков, являющихся спутниками Млечного Пути, показывают, что масса, заключенная в гало, в 10 раз превышает массу, которую мы наблюдаем в диске и утолщении.

Солнце расположено на расстоянии 2/3 от центра дис­ка в Орионовом рукаве. Его локализация в плоскости диска (галактического экватора) позволяет видеть с Земли звезды диска в виде узкой полосы Млечного Пути, охватывающей всю не­бесную сферу и наклоненной под углом 63° к небесно­му экватору. Центр Галактики лежит в Стрельце, но он ненаблюдаем в види­мом свете из-за темных туманностей из газа и пыли, поглощающих свет звезд.

2. Вычисление радиуса звезды по данным о ее светимости и температуре.

L – светимость (Lc = 1)

R – радиус (Rc = 1)

T – Температура (Tc = 6000)

Билет № 22

1. Звездные скопления. Физическое состояние межзвездной среды.

Звездные скопления – это группы звёзд, расположенных относительно близко друг к другу и связанных общим движением в пространстве. По-видимому, почти все звезды рожда­ются группами, а не по отдельности. Поэтому звездные скопления — вещь весьма распространенная. Астрономы любят изучать звездные скопления, потому что все звез­ды, входящие в скопление, образова­лись примерно в одно и то же время и приблизительно на одинаковом рассто­янии от нас. Любые заметные разли­чия в блеске между такими звездами являются истинными различиями. Осо­бенно полезно изучение звездных скоп­лений с точки зрения зависимости их свойств от массы — ведь возраст этих звезд и их расстояние от Земли при­мерно одинаковы, так что отличаются они друг от друга только своей массой. Есть два типа звездных скоплений: откры­тые и шаровые. В открытом скоп­лении каждая звезда видна отдельно, они распределены на некотором участ­ке неба более или менее равномерно. А шаровые скопления, наоборот, пред­ставляют собой как бы сферу, столь плотно заполненную звездами, что в ее центре отдельные звезды неразличимы.

Открытые скопления содержат от 10 до 1000 звезд, среди них гораздо больше молодых, чем старых, а самые старые едва ли насчитывают более 100 миллионов лет. Дело в том, что в более старых скопле­ниях звезды постепенно отдаляются друг от друга, пока не смешаются с ос­новным множеством звезд. Хотя тяготение до не­которой степени удерживает открытые скопления вместе, они все же доволь­но непрочны, и тяготение другого объ­екта может их разорвать.

Облака, в которых образуются звез­ды, сконцентрированы в диске нашей Галактики, и именно там обнаружива­ют открытые звездные скопления.

В противоположность открытым, ша­ровые скопления представляют собой сферы, плотно заполненные звездами (от 100 тыс до 1 млн). Размер типичного ша­рового скопления — от 20 до 400 све­товых лет в поперечнике.

В плотно набитых центрах этих скоп­лений звезды находятся в такой бли­зости одна к другой, что взаимное тя­готение связывает их друг с другом, об­разуя компактные двойные звезды. Иногда происходит даже полное слия­ние звезд; при тесном сближении на­ружные слои звезды могут разрушить­ся, выставляя на прямое обозрение цен­тральное ядро. В шаровых скоплениях двойные звезды встречаются в 100 раз чаще, чем где-либо еще.

Вокруг нашей Галактики мы знаем около 200 шаровых звездных скопле­ний, которые распределены по всему гало, заклю­чающему в себе Галактику. Все эти скопления очень стары, и возникли они более или менее в то же время, что и сама Галактика. Похоже на то, что скоп­ления образовались, когда части обла­ка, из которого была создана Галакти­ка, разделились на более мелкие фраг­менты. Шаровые скопления не расхо­дятся, потому что звезды в них сидят очень тесно, и их мощные взаимные силы тяготения связывают скопление в плотное единое целое.

Вещество (газ и пыль), находящееся в пространст­ве между звездами, называется межзвез­дной средой. Большая его часть скон­центрирована в спиральных рукавах Млечного Пути и составляет 10% его массы. В некоторых облас­тях вещество относительно холодное (100 К) и обнаружива­ется по инфракрасному излучению. Такие облака со­держат нейтральный водород, молекуляр­ный водород и другие радикалы, наличие которых можно обнаружить с помощью радиотелескопов. В областях вблизи звезд высокой светимости температура газа может достигать 1000—10000 К, и водород ионизован.

Межзвездная среда очень сильно разрежена (около 1 атома на см³). Однако в плотных облаках концентрация вещества может быть в 1000 раз выше средней. Но и в плотном облаке на кубический санти­метр приходится всего несколько со­тен атомов. Причина, по которой нам все же удается наблюдать межзвездное вещество, состоит в том, что мы ви­дим его в большой толще пространства. Размеры частиц составляют 0,1 мкм, они содержат углерод и кремний, поступают в межзвездную среду из атмосферы холодных звезд в результате взрывов сверхновых. Образующаяся смесь формирует новые звезды. Межзвездная среда имеет слабое магнитное поле и пронизано потоками космических лучей.

Наша Солнечная система находится в той области Галактики, где плотность межзвездного вещества необычайно низ­ка. Эта область называется Местным «пу­зырем»; она простирается во все стороны примерно на 300 световых лет.

2. Вычисление угловых размеров Солнца для наблюдателя, находящегося на другой планете.