shpory_po_astronomii

движущихся («холодных») частиц или сгустков вещества. Экспериментально такие частицы пока не обнаружены. В качестве кандидатов на роль холодной тёмной материи выступают слабо взаимодействующие массивные частицы (Weakly Interactive Massive Particles, WIMP): аксионы,

фотино, гравитино и др.

55. Образования в Галактике и межзвёздная среда. Звёздные скопления.

Межзвёздная пыль. Межзвёздный газ. Газовые туманности. Области HII и НI.

Источники когерентного излучения (мазерные и лазерные) в космосе.

Молекулярные облака. Космические лучи.

Звёздные скопления

Как в звёздном диске, так и в сферической составляющей Галактики звёзды концентрируются в звёздные скопления. Звёздными скоплениями называют гравитационно связанные системы звёзд,

выделяющиеся как области повышенной звёздной плотности. Звёздные скопления делятся на две группы: рассеянные скопления, содержащие несколько десятков и сотен звёзд, и шаровые скопления,

состоящие из десятков и сотен тысяч звёзд.

Рассеянное звёздное скопление — звёздное скопление, в котором содержится сравнительно немного звёзд, и часто имеющее неправильную форму. Рассеянные скопления входят в плоскую подсистему.

Наиболее известно рассеянное звёздное скопление Плеяды.

У молодых рассеянных скоплений, ассоциирующихся со спиральными рукавами галактики,

характерный состав. В них редко встречаются красные и жёлтые гиганты и совершенно нет красных и жёлтых сверхгигантов. В то же время белые и голубые гиганты, сами по себе являющиеся редкими видами звёзд, в рассеянных скоплениях встречаются гораздо чаще.

Врассеянных скоплениях чаще, чем в других местах Галактики, можно встретить и ещё более редкие звёзды — белые и голубые сверхгиганты, т. е. звёзды чрезвычайно высокой светимости и температуры, излучающие в сотни тысяч и даже миллионы раз больше, чем Солнце.

Врадиусе нескольких кпк от Солнца известно более 1500 рассеянных звёздных скоплений.

Линейные размеры большинства звёздных скоплений составляют от 2 до 20 пк. У рассеянных звёздных скоплений наблюдается тенденция к дальнейшему распаду.

Шаровое звёздное скопление — звёздное скопление, отличающееся от рассеянного скопления большим количеством звёзд и чётко очерченной симметричной формой с увеличением концентрации звёзд к центру скопления. Диаметры шаровых скоплений составляют 20–60 пк, массы — 104–106

солнечных. Шаровые скопления входят в сферическую подсистему Галактики. Возраст шаровых скоплений нашей Галактики приближается к её возрасту.

Межзвёздная пыль

Галактическая пыль сосредоточена в межзвёздном пространстве в тех же местах, что и галактический газ, образуя с ним газо-пылевые комплексы и тёмные туманности. Тёмные пылевые галактические туманности представляют собой плотные облака, вблизи которых нет возбуждающих или освещающих звёзд. Пылевые частички в галактике Млечный Путь концентрируются в плоскости галактического диска, поэтому большая часть тёмных пятен сосредоточена именно на фоне Млечного Пути, в виде тёмной непрозрачной материи окружённой более светлыми участками.

Звёзды на фоне материи не видны, что вызвано её непрозрачностью. Примерами объектов такого

типа являются тёмные туманности, известные под названием Конской Головы и Угольного Мешка

(расположена рядом с двумя самыми яркими звёздами созвездия Южного Креста).

Угольный Мешок находится на расстоянии около 150 пк, а его размеры – около 8 пк. Изза контраста с окружающими яркими областями Млечного Пути туманность кажется чёрным пятном. В

телескоп видны в ней слабые звёзды, число которых примерно в три раза меньше количества звёзд в соседних областях того же размера. Это значит, что Угольный Мешок поглощает свет далёких звёзд,

уменьшая общее количество света примерно в три раза.

Множество облаков, подобных Угольному Мешку образуют широкую тёмную полосу вдоль средней линии Млечного Пути, начинающуюся от созвездия Лебедя и тянущуюся через созвездия Орла,

Змеи, Стрельца и Скорпиона. Это так называемая Большая развилка Млечного Пути. Особенно большое количество тёмных облаков наблюдается в области центрального сгущения нашей Галактики, в созвездии Стрельца, вследствие чего этот крайне интересный объект Галактики особенно трудно наблюдать.

Газовые туманности

Деление туманностей на газовые и пылевые в значительной степени условно: все туманности содержат и пыль, и газ. Такое деление исторически обусловлено различными способами наблюдения и механизмами излучения: наличие пыли наиболее ярко наблюдается при поглощении излучения тёмными туманностями расположенных за ними источников и при отражении или рассеивании, или переизлучении пылью, содержащейся в туманности излучения расположенных поблизости или в самой туманности звёзд.

Собственное излучение газовой компоненты туманности наблюдается при её ионизации УФ излучением расположенной в туманности горячей звезды (эмиссионные области H II

ионизированного водорода вокруг звёздных ассоциаций или планетарные туманности) или при нагреве межзвёздной среды ударной волной вследствие взрыва сверхновой или воздействия мощного звёздного ветра звёзд.

Всего известно около 400 газовых туманностей. Самая известная газовая туманность находится в созвездии Ориона. Её протяжённость – более 6 пк, и она заметна в безлунную ночь даже невооружённым глазом.

Газовые туманности имеют эмиссионные спектры с линиями водорода Нα и Нβ, линии запрещённых переходов дважды ионизированного кислорода О III (5007 и 4959 Å) и другие. Внутри газовой туманности (если только это не остаток вспышки сверхновой) почти всегда можно найти горячую звезду класса О или В, которая является причиной свечения всей туманности. Концентрация частиц в газовых туманностях невелика (101–104 см–3), что и объясняет наличие в их спектрах запрещённых линий, по интенсивности сравнимых с разрешёнными. При обычных концентрациях возбуждённые атомы в газе не «успевают» совершить запрещённый переход, т.к. гораздо вероятнее они сталкиваются с другими частицами. В газовых туманностях среднее время жизни между

столкновениями может достигать 2 × 106 секунд (~ 1 месяц). Интересными примерами газовых туманностей служат Трёхраздельная туманность и туманность Бумеранг.

В Трёхраздельной туманности (находится в созвездии Стрельца) можно найти три основные известные в астрономии типы туманностей: эмиссионные туманности, красный цвет которых возникает вследствие излучения атомов водорода, отражательные туманности, голубое излучение которых объясняется отражением звёздного света пылью, и темные поглощательные туманности,

возникающие там, где на фоне более светлых образований появляются плотные пылевые облака.

Туманность Бумеранг (созвездие Центавра) – самое холодное место во Вселенной (её температура составляет около 1 К). Такая низкая температура достигается в результате очень быстрого (600000

км/ч или ~160 км/с) оттока газа из умирающей звезды в центре туманности.

Области H II и Н I

Горячие звёзды ионизируют газ (в первую очередь – водород) на больших расстояниях от себя.

Расчёты показывают, что звёзды спектральных классов О и В0 (эффективная температура ~ 3 × 104

К, что соответствует максимуму излучения в УФ диапазоне) способны ионизировать газ с концентрацией 1 атом на 1 см3 до расстояний в несколько десятков пк. Ионизированный газ прозрачен к УФ излучению, а нейтральный, напротив, поглощает его весьма интенсивно. В

результате окружающая горячую звезду область ионизации имеет очень резкую границу, дальше которой водород нейтрален.

Область (зона) HII, или область ионизированного водорода (разновидность эмиссионной туманности) — это облако горячего газа и плазмы, достигающее нескольких сотен св. лет в поперечнике, являющееся областью активного звездообразования. В этой области рождаются молодые горячие голубовато-белые звёзды, которые обильно излучают УФ излучение, тем самым ионизируя окружающую туманность.

Области H II могут рождать тысячи звёзд за период всего в несколько миллионов лет. Взрывы сверхновых и мощный звёздный ветер, исходящий от наиболее массивных звёзд в образовавшемся звёздном скоплении, рассеивают газы такой области, и она превращается в скопление наподобие Плеяд. Эти области получили название из-за большого количества ионизированного атомарного водорода H II. Их можно заметить на значительных расстояниях по всей Вселенной, и изучение таких областей, находящихся в других галактиках, важно для определения расстояния до последних,

а также их химического состава.

Области НII излучают не только в оптическом, но и в радиодиапазоне, причём это излучение имеет монохроматический характер и возникает при переходах атомов водорода, гелия и углерода между высоковозбуждёнными состояниями (как правило, главное квантовое число n для таких переходов лежит между 40 и 300). Для атомов углерода был зарегистрирован переход n′ = 733 → n″ = 732 (длина волны 18 м). «Размер» атома в таких высоковозбуждённых (ридберговских) состояниях приближается к 0,1 мм.

Область HI — межзвёздное облако, состоящее из атомарного нейтрального невозбуждённого

(холодного) водорода. Эти области являются неизлучающими, за исключением радиоизлучения на длине волны 21 см. Степень ионизации в области H I очень мала (около 10−4).

Мазерные и лазерные источники в космосе

Мазерный эффект (в космосе) - усиление интенсивности проходящего через космич. среду радиоизлучения за счёт индуцированного испускания резонансных фотонов возбуждёнными молекулами среды. Для этого эффекта необходимо, чтобы число молекул среды, находящихся на верхнем резонансном уровне энергии, превосходило число молекул, находящихся на нижнем уровне.

Мазерные источники излучают в микроволновом диапазоне, лазерные – в видимом.

Молекулярные облака

Молекулярное облако Barnard 68 находится в созвездии Змееносца (поперечник облака составляет около половины св. года, масса — 2 )

На основе спектральных исследований в оптическом и радиодиапазонах в межзвёздном пространстве было обнаружено более 100 различных молекул. Наиболее интенсивны линии СН, СН+, СО, CN и

гидроксила ОН. Примерно две трети обнаруженных молекулярных соединений являются органикой,

в т.ч. альдегиды, спирты, эфиры и др. Самые большие из найденных молекул содержат более 10

атомов, например HC11N. Молекулярный водород Н2 составляет значительную долю межзвёздного вещества, но его обнаружение затруднено вследствие отсутствия линий в радиодиапазоне.

Молекулярный водород был обнаружен по резонансной линии 1092 Å.

Обширные области молекулярного газа с массами 104—106 называется гигантскими молекулярными облаками. Облака могут достигнуть десятков пк в диаметре и иметь среднюю плотность 102—103 см–3. Подструктура в пределах этих облаков состоит из сложных переплетений нитей, листов, пузырей и нерегулярных глыб. Самые плотные части нитей и глыб называют

«молекулярными ядрами», а молекулярные ядра с максимальной плотностью (> 104—106 см–3) —

плотными молекулярными ядрами. Молекулярные ядра связывают с угарным газом, а плотные ядра

— с аммиаком.

Гигантские молекулярные облака настолько огромны, что они могут закрывать значительную часть созвездия. Температура в отдельных облаках достигает 100 К. Гигантские молекулярные облака являются источниками звёздообразования.

Космические лучи

Космические лучи (КЛ) – это элементарные частицы и атомные ядра, движущиеся со скоростями,

близкими к скорости света. Энергии частиц КЛ достигают 1021 эВ. Большая часть частиц КЛ имеет энергию от 100 МэВ до 1 ГэВ. Общий поток КЛ в минимуме солнечной активности составляет около

1 частицы/(см2 с–1). Плотность энергии частиц при этом около 1 эВ/см3, что сравнимо с плотностью суммарного электромагнитного излучения в пределах Галактики.

Для энергий, больших 2,5 ГэВ (интенсивность потока частиц таких КЛ не модулируется солнечной активностью) космические лучи на 90% состоят из протонов, на 7% из α-частиц и около 1%

релятивистских электронов. Остальное – ядра Li, Be, B, C, N, O и других, более тяжёлых химических элементов.

Проходя через земную атмосферу, КЛ сталкиваются с молекулами воздуха и порождают новые частицы (вторичные космические лучи).

Поток КЛ изотропен, а это свидетельствует о сильной «запутанности» силовых линий межзвёздного магнитного поля, вдоль которых по спиралям движутся заряженные частицы космических лучей.

Источниками КЛ являются звёзды, и, в первую очередь, вспышки сверхновых.

56. Метагалактика. Пространственное распределение галактик. Местная группа

галактик. Скопления и Сверхскопления галактик. Великий аттрактор.

Крупномасштабная структура Вселенной.

Пространственное распределение галактик. Крупномасштабная структура Вселенной

Метагалактика (наблюдаемая часть Вселенной) — совокупность галактик, частью которой является всё множество (около 1 млрд.) галактик, доступных современным телескопам. Галактика Млечного Пути, — одна из звёздных систем, входящих в состав Метагалактики.

Лишь немногие галактики существуют отдельно от остальных. Структуры из примерно 50 галактик называются группами галактик, а более крупные, содержащие многие тысячи галактик в пространстве поперечником в несколько Мпк, называются скоплениями галактик. Скопления галактик зачастую находятся под влиянием одной гигантской эллиптической галактики, которая за счёт приливных сил со временем разрушает галактики-спутники и увеличивает свою массу,

поглощая их. Сверхскоплениями называют гигантские собрания, содержащие десятки тысяч галактик, входящие в скопления, группы или расположенные отдельно.

Скопления и сверхскопления галактик выстраиваются в нити, окружающие гигантские области пустоты неправильной формы – ячейки, или войды (от англ. void – пустота), практически не содержащие барионного вещества. Межгалактическое пространство является практически чистым вакуумом со средней плотностью менее 1 атома вещества на 1 м3. Поперечные размеры войдов составляют 35–500 млн. св. лет, однако встречаются войды и большего размера.

В масштабах более 300 млн. св. лет Вселенная предстаёт однородной и изотропной (в соответствии с космологическим принципом). Во Вселенной нет выделенного направления, оси вращения или центра. Все точки Вселенной равноправны. Об этом свидетельствуют исследования далёкого космоса (расстояние более 12 млрд. св. лет от Земли), осуществлённые космическим телескопом им.

Хаббла в рамках проектов Hubble Deep Field (HDF), Hubble Ultra Deep Field (HUDF) и Hubble eXtreme Deep Field (XDF).

Один из наиболее удалённых объектов из обнаруженных к настоящему моменту – это галактика

IOK-1, находящаяся на расстоянии 12.88 млрд. св. лет от Солнечной системы в созвездии Волосы Вероники. Эта галактика сформировалась спустя 750 млн. лет после момента начала эволюции Вселенной (Большого Взрыва). Галактика UDFy-38135539 расположена ещё дальше, на расстоянии

13.1 млрд. св. лет (космологическое красное смещение z = 8.5549 ± 0.0002). Эта галактика образовалась спустя всего 600 млн. лет после Большого Взрыва. Расстояние до галактики UDFj-

39546284 оценивается в 13.2 млрд. св. лет (z ≈ 10 ?), она образовалась спустя всего 480 млн. лет после Большого Взрыва. Вероятно, эта галактика представляет собой наиболее удалённый (старый)

материальный объект во Вселенной.

Местная группа и местное сверхскопление галактик. Великий аттрактор.

В наиболее общем случае иерархия строения Вселенной выглядит следующим образом: звёздная система → скопление звёзд (10 – 100 тыс. звёзд) → галактика (1 млрд. – 1 трлн. звёзд) → местная

группа галактик (10 – 100 галактик) → местное скопление галактик (1 тыс. – 10 тыс. галактик) →

местное сверхскопление галактик. Такая последовательность может нарушаться. Так, например, в

случае нашей планетной системы отсуствуют два иерархических уровня – скопление звёзд (оно рассеялось на ранних этапах формирования Солнечной системы) и местное скопление галактик.

Галактика Млечный Путь вместе с 53 другими галактиками входит в состав гравитационно-

связанной Местной группы галактик. Поперечник Местной группы составляет около 1 Мпк.

Доминирующей в Местной группе является галактика Андромеды (или Туманность Андромеды) –

сверхгигантская спиральная галактика типа Sb. Она находится на расстоянии 2,54 млн. св. лет от Солнечной системы. Протяжённость Туманности Андромеды составляет 260 тыс. св. лет, что в 2,6

раза больше, чем у Млечного Пути. По современным данным, в её состав входит около 1 триллиона звёзд.

Местную группу можно разделить на несколько подгрупп галактик. Группа Млечного Пути состоит из гигантской спиральной галактики Млечный Путь и 14 её известных спутников, представляющих собой карликовые, в основном неправильные, галактики. Группа Туманности Андромеды весьма похожа на группу Млечного Пути: в центре группы находится сама галактика Андромеды, а её 24

известных спутника тоже являются, в основном, карликовыми галактиками. Кроме того, в Местную группу входит группа галактик Треугольника, а также другие карликовые галактики, которые нельзя определить в одну из указанных групп. Число известных галактик в Местной группе увеличивается,

т. к. регулярно обнаруживаются новые галактики. Центр масс Местной группы находится примерно на линии, соединяющей Млечный Путь и Галактику Андромеды.

Местная группа галактик является частью Местного сверхскопления галактик (Сверхскопления Девы), главную роль в котором играет Скопление Девы – скопление галактик, расположенное на расстоянии около 54 млн. св. лет от Млечного Пути. Это ближайшее к Местной группе крупное скопление, в его состав входит около 2000 галактик.

Сверхскопление Девы – система галактик размером около 200 млн. св. лет, включающая Местную группу галактик. Всего в состав Местного сверхскопления входят 100 групп и скоплений галактик и около 30 тыс. галактик. Масса Сверхскопления составляет около 1015 масс Солнца. Поскольку его светимость слишком мала для такого количества звёзд, считается, что большую часть массы сверхскопления составляет тёмная материя.

Сверхскопление Девы в целом притягивается к гравитационной аномалии под названием Великий аттрактор, который представляет собой сверхскопление галактик с оценочной массой 5 × 1016 масс Солнца. Великий аттрактор находится на расстоянии около 250 млн. св. лет от Млечного Пути в созвездии Наугольника. Непосредственное наблюдение Великого аттрактора затруднено, поскольку он закрыт от нас диском Галактики. Вероятнее всего, Великий аттрактор представляет собой очень большое сверхскопление галактик.

57. Понятие о космологии. Гравитационный и фотометрический парадоксы.

Космологический принцип. Основные положения общей теории относительности. Гравитационное красное смещение. Гравитационное линзирование. Гравитационные волны.

Гравитационный и фотометрический парадоксы

Исследование любых, даже самых отдаленных объектов еще не достаточно для выяснения свойств Вселенной как целого. В то же время Вселенная является также предметом изучения астрономии. К

тому же эволюционный подход к изучению мира – важнейшая особенность современной астрономии. Происхождение и эволюцию нашего мира изучает ее особый раздел – космология.

Космология изучает физическую природу, строение и эволюцию Вселенной как целого. В частности,

она рассматривает наиболее общие свойства всей области пространства, доступной прямым наблюдениям (а это несколько тысяч мегапарсеков), которую иногда называют Метагалактикой.

Основная проблема космологии заключается в том, что вся безграничная Вселенная не может быть охвачена наблюдениями. Поэтому то, что известно о Метагалактике, приходится экстраполировать на всю Вселенную.

Известные в настоящее время наблюдательные данные свидетельствуют о том, что Вселенная однородна и изотропна, находится в стадии расширения, а прошлом была значительно горячее, чем в современную эпоху.

Одна из основных идей космологии – это идея об одинаковой средней плотности вещества для достаточно больших объемов пространства во Вселенной. Размеры областей, в пределах которых среднюю плотность вещества можно считать практически одинаковой, составляют около ста мегапарсеков, что гораздо меньше размеров Метагалактики. Однако они велики по сравнению с масштабами локальных неоднородностей, связанных с существованием звезд, галактик и скоплений галактик. В пользу такой равномерности распределения вещества во Вселенной говорит тот факт,

что во всех направлениях в среднем галактики распределены равномерно.

Независимость средней плотности вещества от величины области усреднения (на очень больших масштабах) в космологии рассматривается как следствие более общих свойств Вселенной – однородности и изотропии. Однородность означает одинаковость плотности материи в пространстве при усреднении в достаточно больших объемах, т. е. отсутствие выделенных областей пространства,

а изотропия – отсутствие во Вселенной выделенных направлений. Предположение об однородности и изотропии Вселенной называется космологическим принципом.

Ранние представления о Вселенной наряду с ее однородностью включали также принцип неизменности или статичности нашего мира. Однако первые же попытки экстраполировать эти свойства на бесконечное евклидово пространство привели к фотометрическому и гравитационному парадоксам.

Фотометрический парадокс был сформулирован в 1744 году Жаном де Шезо (Швейцария), а затем в 1826 году Генрихом Ольберсом (Германия). Суть его заключается в том, что если пространство бесконечно и при этом равномерно заполнено звёздами, то в любом направлении луч зрения рано или поздно пересечёт какую-либо звезду. Поскольку яркость объекта не зависит от расстояния до него, нам должно казаться, что все небо ночью равномерно светится, как диск Солнца.

Действительно, телесный угол, под которым видны диски звёзд, находящихся на расстояниях между r и r + dr, равен объему шарового слоя 4πr2dr, умноженному на число звёзд в единице объема N и на телесный угол, под которым видна каждая из звёзд (предполагается, что все они одинаковы; отказ от этого предположения не меняет конечного заключения), π(r0/r)2, где r0 – радиус звезды. Итак, звёзды из шарового слоя (r, r + dr) занимают на небе телесный угол 4π2r02Ndr. При интегрировании по r

(полагая, что Вселенная бесконечна) получается бесконечный телесный угол, так что диски звёзд должны перекрываться, полностью покрывая собой небо. Учёт межзвездного поглощения света не устраняет этого парадокса, т.к. поглощенное излучение рано или поздно переизлучается.

Таким образом, если бы Вселенная была стационарной и бесконечной, то в любой её точке была бы бесконечная освещённость. Тогда, в частности, день бы не отличался от ночи. Из того факта, что по ночам темно, можно сделать весьма важное заключение о строении Вселенной, а именно, что сделанные выше предположения о стационарности, равномерности и бесконечности видимой части Вселенной не выполняются.

Разрешение фотометрического парадокса заключается в конечности возраста Вселенной. Поскольку,

в соответствии с современными представлениями, более 13 млрд. лет назад во Вселенной не было источников излучения, то самые далёкие звёзды, излучение которых сейчас можно наблюдать,

расположены на расстояниях не более 13 млрд. св. лет. Этот факт устраняет основное предположение фотометрического парадокса: расположение звёзд на любых, сколь угодно больших расстояниях от наблюдателя. Т.о., видимая часть Вселенной оказывается конечной. Дополнительный

(существенно меньший) вклад в уменьшение яркости неба вносит космологическое красное смещение удалённых галактик.

Гравитационный парадокс сформулирован в 1895 году немецким астрономом Xуго фон Зелигером. Он заключается в том, что в бесконечной Вселенной, равномерно заполненной веществом, пользуясь законом Ньютона, нельзя однозначно рассчитать силу гравитации в заданной точке. Если ее вычислять, суммируя силы, действующие на пробную массу в этой точке, которые создаются концентрическими слоями с центром в этой же точке, то, очевидно, получится нуль. Если же подсчет вести для концентрических слоев с центром в некоторой другой точке, удаленной на расстояние r от данной, то очевидно, что сила тяготения окажется равной силе, с которой шар радиусом r притягивает точку, расположенную на его поверхности.

Из-за наличия сил тяготения однородная и изотропная Вселенная не может находиться в стационарном состоянии, а это означает, что такая Вселенная должна или сжиматься или