Пример: Транспортная логистика
Я ищу:
На главную  |  Добавить в избранное  

Астрономия /

Наша галактика

←предыдущая  следующая→
1 2 3 



Скачать реферат


ДОКЛАД

по астрономии

на тему:

«НАША ГАЛАКТИКА»

ученицы 11 “Б” класса

Жигаревой Надежды

I. СОСТАВ И СТРУКТУРА ГАЛАКТИКИ

1.Млечный Путь и структура Галактики. Уже к началу нашего века было известно, что те звезды, которые наблюдаются невооружен¬ным глазом или в телескоп, обра¬зуют в пространстве сплюснутый звездный диск громадного размера. Мы находимся внутри этого диска и поэтому вблизи его плоскости ви¬дим очень много далеких звезд. Совокупность этих звезд сливается для нас в светящуюся полосу Млеч¬ного Пути. Раньше думали, что Солнце расположено вблизи центра звездной системы — Галактики, по¬тому что яркость Млечного Пути примерно одинакова во всех на¬правлениях, хотя в нем и сущест¬вуют отдельные более яркие участ¬ки. Сейчас мы знаем, что свет самой яркой центральной области Галактики сильно ослабля¬ется из-за поглощения межзвездной пылью. Лишь наблюдения в инфра¬красных лучах, которые испытывают меньшее поглощение, позволили «увидеть» наиболее плотную цент¬ральную область нашей Галактики. Она расположена в созвездии Стрельца.

Эта центральная, наиболее ком¬пактная область Галактики назы¬вается ее звездным ядром. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики — на расстоянии 25— 30 тыс. световых лет (8—10 кпк) — вблизи плоскости симметрии звезд¬ного диска, толщина которого состав¬ляет несколько тысяч световых лет. Ядро находится в центре звездного, диска Галактики.

Часть звезд нашей Галактики не входит в состав диска, а образует сферическую составляющую (рис.1). Эти звезды концентрируются не к плоскости диска, к ядру Галактики. Диск и сферическая составляющая — основные элементы структуры нашей Га¬лактики.

Полное число звезд в Галактике можно оценить только ориентиро¬вочно. Оно составляет несколько сотен миллиардов. Лишь незначи¬тельная доля всех этих звезд доступ¬на наблюдениям даже при помощи крупнейших телескопов.

Галактика — это огромный звезд¬ный остров, диаметр которого пре¬вышает 100000 св. лет, объединя¬ющий многие миллиарды самых раз¬личных звезд. Помимо звезд, в Га¬лактике содержится много тел не¬большой массы (например, планет) и очень неоднородная по плотности межзвездная среда (разреженный газ, пыль, космические лучи). Не¬смотря на большую массу. Галак¬тика—очень разреженная система: расстояния между соседними звез¬дами, как правило, измеряются световыми годами.

2.Звездные скопления. Хоро¬шо известно, что звезды неравно¬мерно распределены по небу. На¬пример, вблизи Млечного Пути сла¬бые звезды встречаются заметно чаще, чем вдали от него. Это не кажущийся эффект. Звезды дейст¬вительно неравномерно заполняют пространство. Наиболее наглядно это проявляется в существовании групп из большого числа звезд, называе¬мых 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 малень¬кого ковшика (по этому скоплению удобно проверять остроту зрения). В телескоп в Плеядах заметны сот¬ни звезд (рис. 2). Гиады — скоп¬ление не столь компактное, как Плеяды, но оно содержит более яркие звезды. Рядом с Гиадами — красноватый Альдебаран — яр¬чайшая 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. Измеряя температуру и светимость звезд скоплений и сверяя их положение на диаграмме Герцшпрунга - Рессела с теорией звездной эволюции, удается оценить возраст скоплений. 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 ста¬рые, с возрастом в несколько мил¬лиардов лет, так и очень молодые, в которых еще сохранились много голубых горячих звезд высокой све¬тимости. 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 Млеч¬ного Пути. Именно там, вблизи плоскости диска Галактики, наи¬более активно происходит образо¬вание звезд.

Шаровые скопления по размеру, как правило, больше рас¬сеянных 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 (рис. 3). Кажется, что в центре скопления звезды сливаются в сплошную светлую массу. Но на самом деле даже там между звездами достаточно много свободного пространства, что¬бы 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.

II. ДВИЖЕНИЕ ЗВЕЗД

1.Тангенциальные и лучевые скорости звезд. Звезды в Галактике непрерывно движутся. Если бы они хоть на мгновение остановились, то из-за взаимного притяжения начали бы падать к центру Галактики. Скорости, с которыми движутся звезды, составляют десятки и сотни километров в секунду, но из-за больших расстояний до звезд обнаружить их относительное движение по небу очень сложно.

О движении небесного тела в космическом пространстве можно узнать двумя способами.

Первый способ — наблюдение за перемещением источника на фоне очень далеких звезд. Он дает оценку не полной скорости объекта, а проекции вектора скорости на плоскость, перпендикулярную лучу зрения (рис.4). Эту составляющую называют тангенциальной скоростью VT . Ее можно измерить лишь для сравнительно близких звезд по медленному изменению их положения на небе.

Первый каталог, в котором были приведены относительные положения ярких звезд, был составлен еще во II в. до н.э. древнегреческим ученым Гиппархом. Этим каталогом пользовался Клавдий Птолемей — автор геоцентрической системы мира. В начале XVIII в. английский астроном Эдмонд Галлей сравнил наблюдавшиеся в его время положения звезд с теми, которые были приведены у Птолемея. Для нескольких ярких звезд он обнаружил заметное перемещение относительно остальных. Так впервые было доказано, что звезды движутся.

Чтобы измерить тангенциальную скорость какой-нибудь звезды, при помощи специальных измерительных приборов сравнивают фотографии одного и того же участка неба, сделанные на одном и том же телескопе с промежутком времени в несколько лет или десятилетий. За этот промежуток времени близ¬кие звезды слегка смещаются на фоне слабых, более далеких, прак¬тически неподвижных для наблюда¬теля звезд. Такое смещение очень мало и лишь у немногих звезд превышает одну угловую секунду в год.

Зная расстояние до звезды, легко по угловому смещению найти ее тангенциальную скорость VT.. Пусть, например, звезда, расстояние D до которой 30 св. лет, или около 3*10¬¬¬¬17 м, перемещается на угол =0,2" в год. Следовательно, ее смещение за год равно отрезку длиной D*sin  =3*1011 м. Значит, тангенциальная скорость состав¬ляет 3*1011 м в год, или около 10 км/с.

Второй способ оценки скорости звезд основан на измерении смещения линий в их спектрах, определяемого эффектом Доплера. Этот способ позволяет найти проекцию вектора скорости звезды на луч зрения, или лучевую ско¬рость звезды Vr (рис. 4).

Полная скорость звезды вычисляется через тангенциальную VT и лучевую Vr по теореме Пифагора: . Измерения показали, что большинство звезд, сравнительно близких к Солнцу, движется относительно него со скоростями, не превышающими 30 км/с.

Из-за движения звезд вид звезд¬ного неба со временем должен ме¬няться. Одни звезды приближаются к нам и в будущем станут более яркими, другие навсегда удаляются от Солнечной системы. Изменяется и их положение на небе. Но этот процесс происходит настолько мед¬ленно, что нужны многие сотни лет, чтобы перемещение даже бли¬жайших звезд стало заметным на глаз.

2.Вращение Галактики. Когда были измерены скорости движения большого числа звезд — как близ¬ких, так и далеких от Солнца,— выяснилась общая картина их дви¬жения. Оказалось, что звезды га¬лактического диска обращаются во¬круг ядра Галактики в одну и ту же сторону по орбитам, близким к круговым. Скорость их движения вокруг ядра в окрестности Солнца составляет почти

←предыдущая  следующая→
1 2 3 



Copyright © 2005—2007 «Mark5»