Звездочки ясные, звезды высокие!
Что вы храните в себе, что скрываете
Звезды, таящие мысли глубокие,
Силой какою вы душу пленяете?
Частые звездочки, звездочки тесные!
Что в вас прекрасного, что в вас могучего?
Чем увлекаете, звезды небесные,
Силу великую знания жгучего?
С. А Есенин

Урок 6/23

Тема: Пространственная скорость звезд

Цель: Познакомить с движением звезд - пространственной скоростью и ее составляющими: тангенциальная и лучевая, эффектом (законом) Доплера.

Задачи :
1. Обучающая : ввести понятия: собственного движения звезд, лучевой и тангенциальной скорости. Вывести формулу определения пространственной и тангенциальной скорости звезд. Дать представление об эффекте Доплера.
2. Воспитывающая : обосновать вывод о том, что звезды движутся и как следствие со временем изменяется вид звездного неба, гордость за российскую науку - исследования российского астронома А.А. Белопольского, содействовать формированию таких мировоззренческих идей, как причинно-следственные связи, познаваемость мира и его закономерностей.
3. Развивающая : умение определять направление (знак) лучевой скорости, формирование умения анализировать материал, содержащийся в справочных таблицах.

Знать:
1-й уровень (стандарт) - понятие скоростей: пространственной, тангенциальной и лучевой. Закон Доплера.
2-й уровень - понятие скоростей: пространственной, тангенциальной и лучевой. Закон Доплера.
Уметь:
1-й уровень (стандарт) - определять скорости движения звезд, направление движения по смещению линий в спектре звезды.
2-й уровень - определять скорости движения звезд, направление движения по смещению линий в спектре.

Оборудование: Таблицы: звезды, карта звездного неба (настенная и подвижная), звездный атлас. Диапозитивы. CD- "Red Shift 5.1", фотографии и иллюстрации астрономических объектов из Интернета, мультимедийного диска «Мультимедиа библиотека по астрономии»

Межпредметные связи: математика (совершенствование вычислительных навыков в нахождении десятичных логарифмов, разложение вектора скорости на составляющие), физика (скорость, спектральный анализ).

Ход урока:

Опрос учащихся.

У доски:
1) Параллактический способ определения расстояния.
2) Определить расстояние через блеск ярких звезд..
3) Решение задач из домашней работы №3, №4, №5 из §22 (стр. 131, №5 аналог дополнительного задания 2, урока 22) - показать решения.
Остальные:
1) На компьютере найти яркие звезды и охарактеризовать их.
2) Задача 1: Во сколько раз Сириус ярче чем Альдебаран? { зв. величину возьмем из табл. XIII, I 1 / I 2 =2,512 m 2 -m 1 , I 1 / I 2 =2,512 0,9+1,6 =1 0}
3) Задача 2: Одна звезда ярче другой в 16 раз. Чему равна разность их звездных величин? {I 1 / I 2 =2,512 m 2 -m 1 , 16=2,512 ?m , ?m ≈ 1,2/0,4=3}
4) Задача 3: Параллакс Альдебарана 0,05". Сколько времени свет от этой звезды идет до нас? {r=1/π, r=20пк=65,2 св.г

Новый материал.
В 720г И. Синь (683-727, Китай) в ходе углового изменения расстояния между 28 звездами, впервые высказывает догадку о перемещении звезд. Дж. Бруно также утверждал, что звезды движутся.
В 1718г Э. Галлей (Англия) открывает Собственное движение звезд , исследуя и сравнивая каталоги Гиппарха (125г до НЭ) и Дж. Флемстида (1720г) установил, что за 1900 лет некоторые звезды переместились: Сириус (α Б.Пса) сместившийся к югу почти на полтора диаметра Луны, Арктур (α Волопаса) на два диаметра Луны к югу и Альдебаран (α Тельца) сместившийся на 1/4 диаметра Луны к востоку. Впервые доказывает, что звезды - далекие Солнца. Первой звездой, у которой он в 1717г обнаружил собственное движение была Арктур (α Волопаса), находящуюся в 36,7 св.г.
Итак, звезды движутся, т. е меняют со временем свои координаты. К концу 18 века измерено собственное движение 13 звезд, а В. Гершель в 1783г открыл, что наше Солнце также движется в пространстве.

	Пусть m - угол, на который сместилась звезда за год (собственное движение - "/ год). Из рисунка по теореме Пифагора υ= √(υ r 2 +υ τ 2) , где υ r - лучевая скорость (по лучу зрения), а υ τ - тангенциальная скорость (^ лучу зрения). Так как r =a /π , то с учетом смещения m ® r . m =a . m/π ; но r . m / 1год=u , тогда подставляя числовые данные получим тангенциальную скорость υ τ =4,74 . m/π (форм. 43) Лучевую скорость υ r определяют по эффекту Х. Доплера (1803-1853, Австрия) (радиальной (лучевой в астрономии) скорости), установившего в 1842г, что длина волны источника изменяется в зависимости от направления движения. Применимость эффекта к световым волнам была доказана в 1900 в лабораторных условиях А. А. Белопольским . υ r =?λ . с/λ о.
	Приближение источника - смещается к Фиолетовому (знак "- "). Удаление источника - смещается к Красному (знак "+ ") .
Первым измерил лучевые скорости нескольких ярких звезд в 1868г Уильям Хеггинс (1824 - 1910, Англия). С 1893г впервые в России Аристарх Аполлонович Белопольский (1854 - 1934) приступил к фотографированию звезд и проведя многочисленные точные измерения лучевых скоростей звезд (один из первых в мире взяв эффект Доплера на вооружение), изучая их спектры, определил лучевые скорости 220 ярких (2,5-4 m) звезд.

Самая быстро перемещающаяся по небу звезда ß Змееносца (летящая Барнарда , Звезда Барнарда , HIP 87937, открыта в 1916г Э. Барнард (1857-1923, США)), m =9,57 m , r =1,828 пк, m =10,31 " , красный карлик. Существует у звезды спутник в М=1,5М Юпитера, или планетная система. У ß Змееносца лучевая скорость=106,88км/с, пространственная (под углом 38 °)=142км/с. После измерения собственных движений > 50000 звезд, выяснилось, что самая быстрая звезда неба в созвездии Голубя (m Col) имеет пространственную скорость=583км/с.
На ряде обсерваторий мира, располагающих крупными телескопами, в том числе еще в СССР (на Крымской астрофизической обсерватории АН СССР), ведутся многолетние определения Лучевая скорость звёзд. Измерения Лучевая скорость звёзд в галактиках позволили обнаружить их вращение и определить кинематические характеристики вращения галактик, а также нашей Галактики. Периодические изменения Лучевой скорости некоторых звёзд позволяют обнаружить их движение по орбите в двойных и кратных системах, а когда определить их орбиты, линейные размеры и расстояние до звезды.
Дополнение .
Двигаясь, звезда со временем меняет свои экваториальные координаты, поэтому собственное движение звезды можно по экваториальным координатам разложить на составляющие и получим m =√ (m a 2 + m δ 2 ). Изменение же координат звезды за год в астрономии определяют по формулам: Δα=3,07 с +1,34 с sinα . tanδ и Δδ=20,0" . cosα
III. Закрепление материала.
1. Пример №10 (стр. 135) - просмотреть
2.Самостоятельно: Из предыдущего урока для своей звезды найти пространственную скорость (взяв из таблицы XIII расстояние) и из данной таблицы m и υ r . Найти по ПКЗН и определить координаты звезды.

Решение: (последовательность) Так как υ= √(υ r 2 +υ τ 2) , сперва находим π =1/r, затем υ τ =4,74 . m /π , а только теперь находим υ= √(υ r 2 +υ τ 2)
3.
Итог:
1. Что такое собственное движение звезды?
2. Какую скорость мы называем пространственной, тангенциальной, лучевой? Как они находятся?
3. В чем заключается эффект Доплера?
4. Оценки.

Дома: §23, вопросы стр. 135

Урок оформила член кружка "Интернет-технологии" Леоненко Катя (11 кл), 2003 год.

«Планетарий» 410,05 мб		Ресурс позволяет установить на компьютер учителя или учащегося полную версию инновационного учебно-методического комплекса "Планетарий". "Планетарий" - подборка тематических статей - предназначены для использования учителями и учащимися на уроках физики, астрономии или естествознания в 10-11 классах. При установке комплекса рекомендуется использовать только английские буквы в именах папок.
Демонстрационные материалы 13,08 мб		Ресурс представляет собой демонстрационные материалы инновационного учебно-методического комплекса "Планетарий".
Планетарий 2,67 мб		Данный ресурс представляет собой интерактивную модель "Планетарий", которая позволяет изучать звездное небо посредством работы с данной моделью. Для полноценного использования ресурса необходимо установить Java Plug-in
Урок	Тема урока	Разработки уроков в коллекции ЦОР	Статистическая графика из ЦОР
Урок 23	Пространственная скорость звезд		Смещение звезд за 100 лет 158,9 кб Измерение угловых смещений звезд 128,6 кб Собственное движение звезды 128,3 кб Компоненты собственного движения звезды 127,8 кб Лучевая и тангенциальная скорости 127,4 кб

Собственное движение и лучевые скорости звезд. Пекулярные скорости звезд и Солнца в Галактике. Вращение Галактики.

Сравнение экваториальных координат одних и тех же звёзд, определённых через значительные промежутки времени, показало, что a и d меняются с течением времени. Значительная часть этих изменений вызывается прецессией, нутацией, аберрацией и годичным параллаксом. Если исключить влияние этих причин, то изменения уменьшаются, но не исчезают полностью. Оставшееся смещение звезды на небесной сфере за год называется собственным движением звезды m. Оно выражается в сек. дуги в год.

Собственные движения различны у разных звёзд по величине и направлению. Только несколько десятков звёзд имеют собственные движения больше 1” в год. Самое большое известное собственное движение у “летящей” звезды Барнарда m = 10”,27. Основное число звёзд имеет собственное движение равное сотым и тысячным долям секунды дуги в год.

За большие промежутки времени, равные десяткам тысяч лет, рисунки созвездий сильно меняются.

Собственное движение звезды происходит по дуге большого круга с постоянной скоростью. Прямое восхождение изменяется на величину m a , называемую собственным движением по прямому восхождению, а склонение - на величину m d , называемую собственным движением по склонению.

Собственное движение звезды вычислятся по формуле:

m = Ö(m a 2 + m d 2).

Если известно собственное движение звезды за год и расстояние до неё r в парсеках, то нетрудно вычислить проекцию пространственной скорости звезды на картинную плоскость. Эта проекция называется тангенциальной скоростью V t и вычисляется по формуле:

V t = m”r/206265” пс/год = 4,74 m r км/с.

чтобы найти пространственную скорость V звезды, необходимо знать её лучевую скорость V r , которая определяется по допплеровскому смещению линий в спектре звезды. Поскольку V t и V r взаимно перпендикулярны, пространственная скорость звезды равна:

V = Ö(V t 2 + V r 2).

Самыми быстрыми звёздами являются переменные типа RR Лиры. Их средняя скорость относительно Солнца равна 130 км/с. Однако, эти звёзды движутся против вращения Галактики, поэтому их скорость оказывается малой (250 -130 = 120 км/с). Очень быстрые звёзды, со скоростями около 350 км/с относительно центра Галактики не наблюдаются, потому что скорости 320 км/с достаточно, чтобы покинуть поле притяжения Галактики или вращаться по сильно вытянутой орбите.

Знание собственных движений и лучевых скоростей звёзд позволяет судить о движениях звёзд относительно Солнца, которое тоже движется в пространстве. Поэтому наблюдаемые движения звёзд складываются из двух частей, из которых одна является следствием движения Солнца, а другая - индивидуальным движением звезды.

Чтбы судить о движениях звёзд, следует найти скорость движения Солнца и исключить её из наблюдаемых скоростей движения звёзд.

Точка на небесной сфере, к которой направлен вектор скорости Солнца называется солнечным апексом, а противоположная точка - антиапексом.

Апекс Солнечной системы находится в созвезди Геркулеса, имеет координаты: a = 270 0 , d = +30 0 . В этом направлении Солнце движется со скоростью около 20 км/с, относительно звёзд, находящихся от него не далее 100 пс. В течение года Солнце проходит 630 000 000 км, или 4,2 а.е.

Если какая-то группа звёзд движется с одинаковой скоростью, то находясь на одной из этих вёзд, нельзя обнаружить общее движение. Иначе обстоит дело, если скорость меняется так, как будто группа звёзд движется вокруг общего центра. Тогда скорость более близких к центру звёзд будет меньшей, чем удалённых от центра. Наблюдаемые лучевые скорости далёких звёзд демонстрируют такое движение. Все звёзды вместе с Солнцем движутся перпендикулярно к направлению на центр Галактики. Это движение является следствием общего вращения Галактики, скорость которого меняется с расстоянием от её центра (дифференциальное вращение).

Вращение Галактики имеет следующие особенности:

1. Оно происходит по часовой стрелке, если смотреть на Галактику со стороны северного её полюса, находящегося в созвездии Волос Вероники.

2. Угловая скорость вращения убывает по мере удаления от центра.

3. Линейная скорость вращения сначала возрастает по мере удаления от центра. Затем примерно на расстоянии Солнца достигает наибольшего значения около 250 км/с, после чего медленно убывает.

4. Солнце и звёзды в его окрестности совершают полный оборот вокруг центра Галактики примерно за 230 млн. лет. Этот промежуток времени называется галактическим годом.

24.2 Звездные населения и галактические подсистемы .

Звёзды, расположенные вблизи Солнца отличаются большой яркостью и относятся к I типу населения. они обычно находятся во внешних областях Галактики. Звёзды, расположенные далеко от Солнца, находящиеся около центра Галактики и в короне относятся ко II типу населения. Разделение звёзд на населения было проведено Бааде при изучении Туманности Андромеды. Самые яркие звёзды населения I - голубые и имеют абсолютные величины до -9 m , а самые яркие звёзды населения II - красные с абс. величиной -3 m . Кроме того население I характеризуется обилием межзвёздного газа и пыли, которые отсутствуют в населении II.

Детальное разделение звёзд в Галактике на населения включает 6 типов:

1. Крайнее население I - включает объекты, содержащиеся в спиральных ветвях. Сюда относятся межзвёздные газ и пыль, сконцентрированные в спиральных рукавах, из которых образуются звёзды. Звёзды этого населения очень молоды. Их возраст составляет 20 - 50 млн. лет. Область существования этих звёзд ограничена тонким галактическим слоем: кольцом с внутренним радиусом 5000 пс, внешним радиусом 15 000 пс и толщиной около 500 пс.

К этим звёздам относятся звёзды спектральных классов от О до В2, сверхгиганты поздних спектральных классов, звёзды типа Вольфа-Райе, эмиссионные звёзды класса В, звёздные ассоциации, переменные типа Т Тельца.

2. Звёзды обычного населения I немного старше, их возраст 2-3 космических года. Они удалились от спиральных рукавов и часто находятся вблизи центральной плоскости Галактики.

К ним относятся звёзды подклассов от В3 до В8 и нормальные звёзды класса А, расс. скопления со звёздами этих же классов, звёзды классов от А до F с сильными линиями металлов, менее яркие красные сверхгиганты.

3. Звёзды населения диска. Их возраст от 1 до 5 млрд. лет, т.е. 5-25 космических лет. К этим звёздам относится и Солнце. К этому населению относится множетсво малозаметных звёзд, находящихся в пределах 1000 пс от центральной плоскости в галактическом поясе с внутренним радиусом 5000 пс и внешним радиусом 15 000 пс. К этим звёздам относятся обычные гиганты классов от G до К, звёзды главной последовательности классов от G до К, долгопериодические переменные, с периодами более 250 суток, полуправильные переменные звёзды, планетарные туманности, новые звёзды, старые рассеянные скопления.

4. Звёзды промежуточного населения II включают объекты находящиеся на расстояниях свыше 1000 пс по обе стороны от центральной плоскости Галактики. Эти звёзды вращаются по вытянутым орбитам. К ним относится большинство старых звёзд, с возрастом от 50 до 80 космических лет, звёзды с большими скоростями, со слабыми линиями, долгопериодические переменные с периодами от 50 до 250 суток, цефеиды типа W Девы, переменные типа RR Лиры, белые карлики, шаровые скопления.

5. Население галактической короны. относятся объекты, возникшие на ранних стадиях эволюции Галактики, которая была в то время менее плоской чем сейчас. К этим объектам относятся субкарлики, шаровые скопления короны, звёзды типа RR Лиры, звзёзды с крайне слабыми линиями, звёзды с самыми большими скоростями.

6. Звёзды населения ядра включают наименее известные объекты. В спектрах этих звёзд, наблюдаемых в других галактиках, сильны линии натрия, итенсивны полосы циана (CN). Это могут быть карлики класса М. К таким объектам относят звёзды типа RR Лиры, шаровые зв. скопления богатые металлами, планетарные туманности, карлики класса М, ззвёзды-гиганты классов G и М с сильными полосами циана, инфракрасные объекты.

Важнейшие элементы структуры Галактики - центральное сгущение, спиральные рукава, диск. Центральное сгущение Галактики скрыто от нас тёмной непрозрачной материей. Лучше всего видна его южная половина в виде яркого звёздного облака в созвездии Стрельца. В инфракрасных лучах удаётся наблюдать и вторую половину. Эти половины разделяет мощная полоса пылевой материи, которая непрозрачна даже для инфракрасных лучей. Линейные размеры центрального сгущения 3 на 5 килопарсек.

Область Галактики на расстоянии 4-8 кпс от центра выделяется рядом особенностей. В ней сосредоточено наибольшее число пульсаров и газовых остатков от взрывов сверхновых звёзд, интенсивно нетепловое радиоизлучение, чаще встречаются молодые и горячие О и В-звёзды. В этой области существуют водородные молекулярные облака. В диффузной материи этой области увеличена концентрация космических лучей.

На расстоянии 3-4 кпс от центра Галактики методами радиоастрономии обнаружен рукав нейтрального водорода с массой около 100 000 000 солнечной, расширяющийся со скоростью около 50 км/с. по другую сторону от центра, на расстоянии около 2 кпс имеется рукав с массой в 10 раз меньшей, удаляющийся от центра со скоростью 135 км/с.

В области центра имеется несколько газовых облаков с массами 10 000 - 100 000 масс Солнца, удаляющихся со скоростью 100 - 170 км/с.

Центральная область с радиусом меньше 1 кпс занята кольцом из нейтрального газа, которое вращается со скоростью 200 км/с вокруг центра. Внутри него имеется обширная область H II в форме диска с диаметром около 300 пс. В области центра наблюдается нетепловое излучение, что свидетельствует об увеличении концентрации космических лучей и напряжённости магнитных полей.

Совокупность явлений, наблюдаемых в центральных областях Галактики, говорит о возможности того, что свыше 10 000 000 лет назад из центра Галактики произошёл выброс газовых облаков с общей массой порядка 10 000 000 масс Солнца и со скоростью порядка 600 км/с.

В созвездии Стрельца, вблизи центра Галактики имеется несколько мощных источников радио- и инфракрасного излучения. Один из них - Стрелец-А находится в самом центре Галактики. Его окружает кольцеобразное молекулярное облако радиусом в 200 пс, расширяющееся со скоростью 140 км/с. В центральных областях идёт активный процесс звездообразования.

В центре нашей Галактики скорее всего находится ядро, похожее на шаровое звёздное скопление. инфракрасные приёмники обнаружили там эллиптический объект размерами в 10 пс. Внутри него может находиться плотное звёздное скопление диаметром 1 пс. Это может быть и объект неизвестной релятивистской природы.

24.3 Спиральная структура Галактики .

Природу спиральной структуры Галактики связывают со спиральными волнами плотности, распространяющимися в звёздном диске. Эти волны подобны звуковым волнам, но из-за вращения приобретают вид спиралей. Среда, в которой распространяются эти волны состоит не только из газово-пылевой межзвёздной материи, но и из самих звёзд. Звёзды тоже образуют своеобразный газ, отличающийся от обычного тем, что между его частицами не бывает столкновений.

Спиральная волна плотности, как и обычная продольная волна, представляет собой чередование последовательных уплотнений и разрежений Среды. В отличие от газа и звёзд, спиральный узор волн вращается в ту же сторону, что и вся Галактика, но заметно медленнее и с постоянной угловой скоростью, как твёрдое тело.

Поэтому вещество постоянно догоняет спиральные ветви с внутренней стороны и проходит через них. Однако у звёзд и газа это прохождение через спиральные ветви происходит по разному. Звёзды, как и газ, уплотняются в спиральной волне, их концентрация увеличивается на 10 - 20%. Соответственно возрастает и гравитационный потенциал. Но поскольку между звёздами столкновений не происходит, они сохраняют момент, чуть изменяют свой путь в пределах спирального рукава и выходят из него практически в том же направлении, в каком они вошли.

Газ ведёт себя иначе. Из-за столкновений, входя в рукав, он теряет момент количества движения, тормозится и начинает скапливаться у внутренней границы рукава. Набегающие новые порции газа приводят к образованию у этой границы ударной волны с большим перепадом плотности. В результате у спиральных ветвей образуются кромки уплотнения газа и возникает тепловая неустойчивость. Газ быстро становится непрозрачным, остывает и переходит в плотную фазу, образуя газово-пылевые комплексы, благоприятные для звездообразования. Молодые и горячие звёзды возбуждают свечение газа, из-за чего возникают яркие туманности, которые вместе с горячими звёздами очерчивают спиральную структуру, повторяющую спиральную волну плотности в звёздном диске.

Спиральная структура нашей Галактики была изучена при помощи исследования других спиральных галактик. Исследования показали, что спиральные ветви соседних галактик состоят из горячих гигантов, сверхгигантов, пыли и газа. Если убрать эти объекты, то исчезнут спиральные ветви. Красные и жёлтые звёзды заполняют равномерно области в ветвях и между ними.

Чтобы прояснить спиральную структуру нашей Галактики нужно наблюдать горячие гиганты, пыль и газ. Это сделать достаточно сложно, потому-что Солнце находится в плоскости Галактики и различные спиральные ветви проектируются друг на друга. Современные методы не позволяют точно определять расстояния до далёких гигантов, что затрудняет создание пространственной картины. К тому же в плоскости Галактики лежат большие массы пыли неоднородной структуры и различной плотности, что ещё более затрудняет исследование далёких объектов.

Большие надежды подаёт исследование водорода на длине волны 21 см. С их помощью можно измерить плотность нейтрального водорода в различных местах Галактики. Эта работа была проделана голландскими астрономами Холстом, Мюллером, Оортом и др. В результате получилась картина распределения водорода, обозначившая контуры спиральной структуры Галактики. Водород находится в больших количествах рядом с молодыми горячими звёздами, определяющими структуру спиральных ветвей. Излучение нейтрального водорода длинноволновое, находится в радиодиапазоне и для него межзвёздная пылевая материя прозрачна. 21-сантиметровое излучение доходит из самых далёких областей Галактики без искажений.

Галактика непрерывно изменяется. Эти изменения протекают медленно и постепенно. Исследователям их трудно обнаружить, потому-что человеческая жизнь очень коротка по сравнению с жизнью звёзд и галактик. Обращаясь к космической эволюции нужно выбирать очень длинную единицу времени. Такой единицей является космический год, т.е. время полного оборота Солнца вокруг центра Галактики. Он равен 250 млн. земных лет. Звёзды Галактики постоянно перемешиваются и за один космический год, двигаясь даже с небольшой скоростью 1 км/с друг относительно друга, две звезды удалятся на 250 пс. В течение этого времени одни звёздные группы могут распасться, другие образоваться вновь. Внешний вид Галактики сильно изменится. Кроме механических изменений, за космический год изменяется физическое состояние Галактики. Звёзды классов О и В могут ярко сиять лишь за время, равное какой-то части космического года. Возраст самых ярких наблюдаемых гигантов около 10 млн. лет. Однако, несмотря на это, конфигурация спиральных ветвей может оставаться достаточно стабильной. Одни звёзды будут покидать эти области, другие прилетать на их место, одни звёзды будут умирать, другие рождаться из огромной массы газово-пылевых комплексов спиральных ветвей. Если распределение положений и движений объектов в какой-нибудь галактике не подвергается большим изменениям, то эта звёздная система находится в состоянии динамического равновесия. Для определённой группы звёзд состояние динамического равновесия может сохраняться в течение 100 космических лет. Однако за более длительный период равный тысячам косм. лет состояние динамического равновесия будет нарушено из-за случайных близких прохождений звёзд. Ему на смену придёт динамически квазипостоянное состояние статистического равновесия, более устойчивое, при котором звёзды тщательнее перемешаны.

25. Внегалактическая астрономия.

25.1 Классификация галактик и их пространственное распределение .

Французские искатели комет Мессье и Мэшем составили в 1784 году каталог туманных объектов, наблюдаемых на небе невооружённым глазом или в телескоп для того, чтобы в дальнейшей работе не путать их с прилетающими кометами. Объекты каталога Мессье оказались самой разннобразной природы. Часть из них - звёздные скопления и туманности принадлежит нашей Галактике, другая часть - объекты более далёкие и являются такими же звёздными системами, как и наша Галактика. Понимание истинной природы галактик пришло не сразу. Только в 1917 году Ричи и Кертис, наблюдая сверхновую звезду в галактике NGC 224 вычислили, что она находится на расстоянии 460 000 пс, т.е. в 15 раз больше диаметра нашей Галактики, а значит далеко за её пределами. Окончательно вопрос прояснился в 1924-1926 гг., когда Э. Хаббл при помощи 2,5-метрового телескопа получил фотографии Туманности Андромеды, где спиральные ветви разложились на отдельные звёзды.

Сегодня известно очень много галактик, находящихся от нас на расстоянии от сотен тысяч до миллиардов св. лет.

Многие галактики описаны и сведены в каталоги. Наиболее употребительный - “Новый общий каталог Дрейера” (NGC). Каждая галактика имеет свой номер. Например, Туманность Андромеды обозначается NGC 224.

Наблюдение галактик показало, что они очень разнообразны по форме и структуре. По внешнему виду разделяют галактики эллиптические, спиральные, линзовидные и неправильные.

Эллиптические галактики (Е) имеют на фотографиях форму эллипсов без резких границ. Яркость плавно увеличивается от периферии к центру. Внутренняя структура обычно отсутствует. Эти галактики построены из красных, жёлтых гигантов, красных и жёлтых карликов, некоторого количества белых звёзд невысокой светимости, т.е. в основном из звёзд II типа населения. Нет бело-голубых сверхгигантов, которые обычно создают структуру спиральных рукавов. Внешне эллиптические галактики различаются большим или меньшим сжатием.

Показателем сжатия является величина

легко отыскиваемая, если на фотографии измерены большая a и малая b полуоси. Показатель сжатия дописывается за буквой, обозначающей форму галактики, например, Е3. Выяснилось, что сильно сжатых галактик нет, поэтому самый большой показатель - 7. Сферическая галактика имеет показатель 0.

Очевидно, что эллиптические галактики имеют геометрическую форму эллипсоида вращения. Э.Хаббл поставил задачу, не является ли разнообразие наблюдаемых форм следствием различной ориентации одинаково сплюснутых галактик в пространстве. Эта задача была решена математически и получен ответ, что в составе скоплений галактик наиболее часто встречаются галактики с показателем сжатия 4, 5, 6, 7 и почти нет сферических галактик. А вне скоплений встречаются почти только галактики с показателями 1 и 0. Эллиптические галактики в скоплениях - это гигантские галактики, а вне скоплений - карликовые.

Спиральные галактики (S). В них наблюдается структура в виде спиральных ветвей, которые выходят из центрального ядра. Ветви выделяются на менее ярком фоне из-за того, что содержат наиболее горячие звёзды, молодые скопления, светящиеся газовые туманности.

Эдвин Хаббл разбил спиральные галактики на подклассы. Мерой служит степень развития ветвей и размер ядра галактики.

В галактиках Sa ветви туго закрученные и сравнительно гладкие, слабо развитые. Ядра всегда большие, обычно составляют около половины наблюдаемого размера всей галактики. Галактики этого подкласса наиболее похожи на эллиптические. Обычно наблюдаются две ветви, выходящие из противоположных частей ядра, но редко бывает и больше.

У галактик Sb спиральные ветви заметно развиты, но не имеют разветвлений. Ядра меньше чем у предыдущего класса. У галактик такого типа часто наблюдается много спиральных ветвей.

Галактики с сильно развитыми, разделяющимися на несколько рукавов ветвями и малым по сравнению с ними ядром относятся к типу Sc.

Несмотря на многообразие внешнего вида, спиральные галактики имеют сходное строение. В них можно выделить три составляющие: звёздный диск, толщина которого в 5-10 раз меньше диаметра галактики, сфероидальную составляющую, плоскую составляющую, которая меньше в несколько раз по толщине чем диск. К плоской составляющей относятся межзвёздный газ, пыль, молодые звёзды, спиральные ветви.

Коэффициент сжатия спиральных галактик всегда больше 7. В то же время у эллиптических всегда меньше 7. Это говорит о том, что в слабо сжатых галактиках спиральная структура не может развиться. Для её появления нужно, чтобы система было сильна сжата.

Доказано, что сильно сжатая галактика в ходе эволюции не может стать слабо сжатой, также как и наоборот. Значит эллиптические галактики не могут превращаться в спиральные, а спиральные в эллиптические. Различное сжатие обусловлено различным количеством вращения систем. Те галактики, которые при формировании получили достаточное количество вращения, приняли сильно сжатую форму, в них развились спиральные ветви.

Встречаются спиральные галактики у которых ядро находится в середине прямой перемычки и спиральные ветви начинаются лишь у концов этой перемычки. Такие галактики обозначаются SBa, SBb, SBc. Добавление буквы В указывает на присутствие перемычки.

Линзовидные галактики (S0). Внешне похожи на эллиптические, но имеют звёздный диск. По структуре похожи на спиральные галактики, но отличаются от них отсутствием плоской составляющей и спиральных ветвей. От спиральных галактик, наблюдаемых с ребра линзовидные галактики отличаются отсутствием полосы тёмной материи. Шварцшильд предложил теорию, по которой линзовидные галактики могут образовываться из спиральных в процессе выметания газо-пылевой материи.

Неправильные галактики (Ir). Имеют нессиметричный вид. В них нет спиральных ветвей, а горячие звёзды и газо-пылевая материя концентрируется в отдельные группы или разбросаны по всему диску. Имеется сфероидальная составляющая с малой яркостью. Эти галактики отличаются высоким содержанием межзвёздного газа и молодых звёзд.

Неправильная форма у галактики может быть вследствие того, что она не успела принять правильной формы из-за малой плотности в ней материи или из-за молодого возраста. Может стать неправильной галактика и из-за искажения формы в результате взаимодействия с другой галактикой.

Неправильные галактики разделяются на два подтипа.

Подтип Ir I характеризуется высокой поверхностной яркостью и сложностью неправильной структуры. В некоторых галактиках этого подтипа обнаруживается разрушенная спиральная структура. Такие галактики часто встречаются парами.

Подтип Ir II характеризуется низкой поверхностной яркостью. Это свойство мешает обнаружению таких галактик и их известно всего несколько. Малая поверхностная яркость свидетельствует о невысокой звёздной плотности. Значит эти галактики должны очень медленно переходить от неправильной формы к правильной.

В июле 1995 года было проведено исследование на космическом телескопе им. Хаббла по поиску неправильных слабых голубых галактик. Оказалось, что эти объекты, расположенные от нас на расстояниях от 3 до 8 млрд световых лет, самые распространённые. Большинство из них имеет чрезвычайно насыщенный голубой цвет, что говорит о том, что в них интенсивно идёт процесс звездообразования. На близких расстояниях, соответствующих современной Вселенной, эти галактики не встречаются.

Галактики гораздо многообразнее, чем рассмотренные виды, и это многообразие касается форм, структур, светимости, состава, плотности, массы, спектра, особенностей излучения.

Можно выделить следующие морфологические типы галактик, подходя к ним с разной точки зрения.

Аморфные, бесструктурные системы - включающие галактики E и большинство S0. В них нет или почти нет диффузной материи и горячих гигантов.

Галактики Аро - голубее остальных. Многие из них имеют узкие, но яркие линии в спектре. Может быть они очень богаты газом.

Галактики Сейферта - различного вида, но характерные очень большой шириной сильных эмиссионных линий в их спектрах.

Квазары - квазизвёздные радиоисточники, QSS, не отличимые по виду от звёзд, но излучающие радиоволны, как наиболее мощные радиогалактики. Они характерны голубоватым цветом и яркими линиями в спектре, имеющими огромное красное смещение. По светимости превосходят галактики - сверхгиганты.

Квазаги - квазизвёздные галактики QSG - отличаются от квазаров отсутствием сильного радиоизлучения.

СОБСТВЕННОЕ ДВИЖЕНИЕ ЗВЕЗДЫ

СОБСТВЕННОЕ ДВИЖЕНИЕ ЗВЕЗДЫ , видимое перемещение звезды на НЕБЕСНОЙ СФЕРЕ в результате ее движения относительно Солнца. В большинстве случаев это перемещение составляет менее 0,1 угловой секунды. Самое большое собственное движение имеет ЗВЕЗДА БАРНАРДА (10,3 угловых секунды в год). Собственное движение звезды определяется путем сравнения позиции звезды на фотографических пластинках, заснятых с большим промежутком времени, обычно равным годам или десятилетиям. Гораздо более точные измерения собственного движения звезд были получены измерительным спутником «Гиппарх».

Научно-технический энциклопедический словарь .

Смотреть что такое "СОБСТВЕННОЕ ДВИЖЕНИЕ ЗВЕЗДЫ" в других словарях:

Угловое перемещение звезды по небесной сфере за год. Наблюдается у ближайших звезд … Большой Энциклопедический словарь

Угловое перемещение звезды по небесной сфере за год. Наблюдается у ближайших звёзд. * * * СОБСТВЕННОЕ ДВИЖЕНИЕ ЗВЕЗДЫ СОБСТВЕННОЕ ДВИЖЕНИЕ ЗВЕЗДЫ, угловое перемещение звезды по небесной сфере за год. Наблюдается у ближайших звезд … Энциклопедический словарь

Угловое перемещение звезды по небесной сфере за год. Наблюдается у ближайших звёзд … Естествознание. Энциклопедический словарь

Собственным движением называются изменения координат звёзд на небесной сфере, вызванные относительным движением звёзд и Солнечной системы. В них не включают периодические изменения, вызванные движением Земли вокруг Солнца (параллакс). Более… … Википедия

Cкорость углового перемещения объекта (звезды) на небесной сфере относительно неподвижной в пространстве системы координат. На практике определяется по изменению положения звезды относительно значительно более далеких звезд или галактик.… … Астрономический словарь

См. Звезды … Энциклопедический словарь Ф.А. Брокгауза и И.А. Ефрона

С запада на восток. попятное (обратное) с востока на запад. звезды собственное движение звезды по небесной сфере относительно окружающих ее более далеких звезд … Астрономический словарь

Горячие светящиеся небесные тела, подобные Солнцу. Звезды различаются по размеру, температуре и яркости. По многих параметрам Солнце типичная звезда, хотя кажется гораздо ярче и больше всех остальных звезд, поскольку расположено намного ближе к… … Энциклопедия Кольера

Иллюстрация показывает вид сплюснутой звезды Ахернар, вызванный быстрым вращением. Вращение звезды угловое движение звезды вокруг своей оси. Скорость вращения может быть измерена по смещению линий в её спектре или по времени … Википедия

Основная статья: Звёздная эволюция Формирование звезды процесс, которым плотные части молекулярных облаков коллапсируют в шар плазмы, чтобы сформировать звезду. Эволюция звезды начинается в гигантском молекулярном облаке, также называемым… … Википедия

А.А.КИСЕЛЕВ

Санкт-Петербургский государственный университет

Введение

Обоснование инерциальной системы координат в астрономии

Открытие движений "неподвижных" звезд принадлежит знаменитому английскому астроному Эдмунду Галлею, обнаружившему в 1718 году, что некоторые яркие звезды из каталога Гиппарха-Птоломея заметно изменили свои положения среди других звезд. Это были Сириус, сместившийся к югу почти на полтора диаметра Луны, Арктур - на два диаметра к югу и Альдебаран, сместившийся на 1/4 диаметра Луны к востоку. Замеченные изменения нельзя было приписать ошибкам каталога Птоломея, не превосходившим, как правило, 6" (1/5 диаметра Луны). Открытие Галлея вскоре (1728 год) было подтверждено другим английским астрономом, Джеймсом Брадлеем, который известен более как первооткрыватель годичной звезд. В дальнейшем определениями движений звезд занимались Тобиас Майер (1723-1762), Никола Лакайль (1713-1762) и многие другие астрономы вплоть до Фридриха Бесселя (1784-1846), положившие начало современной фундаментальной системе положений звезд.

Любопытно, что потребовалось почти 2000 лет, чтобы разрушить сложившееся представление о неподвижных звездах, чтобы начать искать и найти движения звезд. Эта революция в астрономии конечно же произошла благодаря торжеству Ньютоновой механики, установившей законы движения небесных тел, включая звезды, о которых уже и в XVIII веке астрономы знали, что это тела, похожие на Солнце. Но главный интерес для астрономов того времени представляли Луна (для навигации), планеты и Земля как планета. Ньютонова механика создала условия для математически строгого изучения движений этих тел, оставалось только найти систему координат, которую можно было бы признать покоящейся или находящейся в состоянии равномерного прямолинейного движения, то есть инерциальную систему координат, удовлетворяющую первому закону Ньютона, такую систему координат, к которой легко и просто можно было бы отнести все наблюдаемые движения Луны, планет, и Земли в том числе. Такую систему координат, казалось бы, воплощали "неподвижные" звезды. И вот астрономы начали определять сферические координаты звезд, относя их к экваториальной системе, где в качестве основной плоскости принимается плоскость, параллельная земному экватору, а началом отсчета долгот (прямых восхождений) служит точка весеннего равноденствия. Развитие инструментальной техники и мастерства наблюдателей (Дж. Брадлей, Т. Майер) способствовало резкому улучшению точности определения координат звезд в экваториальной системе. На основе таких наблюдений были составлены первые каталоги положений некоторого числа избранных звезд. Точность положений звезд в этих каталогах уже в XVIII веке приближалась к 1", а в XIX веке еще заметно повысилась. Различие координат звезд в каталогах, составленных и отнесенных к различным эпохам, обнаружило, что принятая система экваториальных координат неинерциальна. Ньютонова механика позволила строго обосновать причины и характер изменений координат звезд, отнесенных к системе экваториальных координат - к системе отсчета, заданной свободным вращением Земли, обращающейся около Солнца и испытывающей возмущения со стороны Луны и планет. Эти изменения координат: 1) явление прецессии, которое было известно еще древним как "предварение равноденствий"; 2) явление нутации, которое было открыто Брадлеем. Оба эти явления вместе с аберрацией были прослежены и подробно изучены несколькими поколениями астрономов в XVIII и XIX веках, начиная Брадлеем и кончая Бесселем. В итоге были надежно определены численные значения постоянных , и аберрации, то есть тех величин, которые и в настоящее время составляют часть в перечне так называемых фундаментальных постоянных астрономии. Таким образом, были созданы все условия для перехода от видимых (мгновенных) координат звезд к координатам, отнесенным к некоторой постоянной (остановленной) системе осей, которую с хорошим приближением можно считать инерциальной. На языке астрономов - небесных механиков - этот переход называется преобразованием от видимых положений звезд к их средним положениям в системе экватора и равноденствия заданной эпохи. Это преобразование было подробно обосновано и изложено в фундаментальной работе Бесселя "Fundamenta astronomiae" в 1818 году, которая до сих пор сохраняет свое значение. Обоснование инерциальной системы координат в астрономии создало необходимые условия для определения и исследований реальных движений небесных тел, в том числе и звезд, в окружающем Землю звездном мире.

Собственные движения звезд

Меридианные собственные движения

Идея этого проекта была одновременно высказана в 30-х годах американским астрономом Райтом и Б.В. Нумеровым в СССР. Согласно этой идее, предлагалось определять фотографические собственные движения звезд непосредственно относительно внегалактических туманностей (галактик). Американцы предполагали использовать изображения галактик в качестве опорных звезд, советские астрономы - лишь в качестве контрольных звезд в процессе абсолютизации. Ввиду крайней удаленности галактик (большинство наблюдаемых галактик удалены от нашей Галактики более чем на 10 6 пк) можно пренебречь их собственными движениями, значительно меньшими, чем 0,001"/год. Поэтому фотографические собственные движения звезд, определенные относительно галактик, можно считать абсолютными и из сравнения с меридианными собственными движениями тех же звезд проверить, удовлетворяют ли меридианные собственные движения звезд условию инерциальности, то есть правильно ли они выведены.

По небесной сфере в течение года вследствие своего движения в пространстве.

Эффект Доплера заключается в следующем. Пусть длина волны света, принимаемого от неподвижного источника, равна λ 0 .Тогда от движущегося относитель-но наблюдателя тождественного источника придёт свет с длиной волны λ = λ 0 (l + v /c ), где v — скорость по лучу зрения; c — скорость света. Лучевая скорость положи-тельна, если источник удаляется от нас; в этом случае все спектральные линии смещаются в сторону больших длин волн, т. е. к красному концу спектра.

Сфотографировав спектр звезды (или любого друго-го объекта), измерив длины волн и сравнив их с дли-нами волн в стандартном спектре неподвижного источ-ника, можно определить его лучевую скорость.

Если каким-то образом удаётся определить угол меж-ду направлениями на звезду и полной скорости v (а это ино-гда удаётся, причём сразу для группы звёзд), то приведённая формула даёт возможность определить расстояния до этих звёзд.