Наша галактика

Молочний Шлях – це відносно яскрава сріблясто-біла смуга на зоряному небі, яку давні греки назвали „галактикос”. У пн. півкулі неба Молочний Шлях проходить через сузір’я Близнят, Тельця, Візничого, Кассіопеї, Цефея, Лебедя. У цьому сузір’ї він роздвоюється і двома смугами проходить через сузір’я Орла, а далі, в пд. півкулі неба, Щита, Стрільця, Змієносця, Скорпіона. Описавши дугу на відстані 25  від Пд. полюсу світу, в Україні він з’являється над горизонтом у сузір’ї Великого Пса і Однорога, переходячи в пн. півкулю неба через сузір’я Оріона.

При обговоренні будови Галактики ще В. Гершель через середину Молочного Шляху провів уявну площину, згодом названу галактичною. Підраховуючи кількість зір, що їх видно в телескоп у кожній із 1083 невеличких ділянок неба, Гершель побудував першу модель Галактики. У цій моделі Галактика мала вигляд диска діаметром 5800 і товщиною 1100 св. р. Тепер можна сказати, що він применшив розміри Галактики в 17 разів, бо не врахував поглинання світла зір міжзоряним газом, про яке тоді було невідомо.

Деяка частина зір Галактики об’єднана в скупчення, тобто в групи, які пов’язані між собою взаємним тяжінням і тому рухаються в просторі як єдине ціле. Розрізняють 2 види зоряних скупчень: розсіяні та кулясті.

Розсіяні зоряні скупчення складаються з декількох десятків, сотень зір і мають неправильну форму. Їх діаметри становлять 10 – 20 св. р. Майже всі розсіяні зоряні скупчення знаходяться в районі Молочного Шляху. Їх виявлено близько 1200, а найвідоміші – Плеяди, Гіади.

Кулясті зоряні скупчення мають сферичну або злегка сплюснуту форму діаметром до 300 св. р. Вони налічують сотні тисяч зір, що групуються до центра.

Як показали спостереження, більшість кулястих зоряних скупчень знаходяться в одній частині неба в сузір’ї Стрільця. Правильний висновок із цього ще 1918 року зробив американський астроном Шеплі. Визначивши відстані до 70 кулястих скупчень, він довів, що вони згруповані навколо центра Галактики. Сам же центр Галактики знаходиться в сузір’ї Стрільця. Усі кулясті скупчення розташовуються сферично-симетрично відносно центра Галактики, помітно концентруючись навколо нього.

Дуже показною є різниця діаграм спектр-світність для розсіяних і кулястих скупчень. У розсіяних зоряних скупченнях багато масивних яскравих зір, а також змінних, спалахуючих та зір з незвичайним хімічним складом. Всі вони вкладаються на головну послідовність, тоді як червоних гігантів і надгігантів там практично немає. Це свідчить про те, що вік розсіяних скупчень у середньому становить лише 1 млрд. років. Кулясті скупчення в більшості складаються з зір мало масивних, на пізніх етапах еволюції. На діаграмі вони від спектрального класу F0 широкою смугою простягаються практично вертикально вгору до зони червоних гігантів. Вік кулястих скупчень оцінюють у 10 – 12 млрд. років.

У 20-х роках XX ст. увагу астрономів привернули групи біло-голубих зір, що згодом отримали назву ОВ – асоціації . досліджуючи їх, у 1952 році Амбарцумян зробив висновок, що процес групового формування зір продовжується і в наш час. Тоді ж він відкрив групи змінних типу Т Тельця, які отримали назву Т – асоціації. Це молоді зорі.

Міжзоряний простір заповнено газом та пилом. Ці газ та пил дуже розріджені – одна частинка на 10 см . Та часом вони утворюють величезні за розмірами (10 – 100 пк), досить щільні (10 – 100 частинок в 1 см ), неправильної форми хмари – дифузні туманності. Їх поділяють на світлі та темні.

У темні серпневі ночі, коли сузір’я Лебедя майже в зеніті, можна бачити, що Молочний Шлях, починаючи від Денеба – найяскравішої зорі у Лебеді, двома іскристими стрічками тягнеться до горизонту і далі під горизонт до сузір’я Кентавра. У багатьох його ділянках є зони, де майже відсутні яскраві зорі. Так проявляють себе темні туманності, які поглинають світло зір, що знаходяться далі.

Якщо поблизу туманності є достатньо висока зоря, то туманність відбиває її світло і завдяки цьому стає світлою туманністю. Якщо ж зорі, що знаходяться поблизу або всередині туманності, дуже гарячі, то іонізуючи своїм УФ випромінюванням газ, що входить до її складу, вони змушують його світитися так само, як це відбувається в полярних сяйвах на Землі. Тоді до відбитого пилом світла додається власне випромінювання газів туманності.

Найвідомішою серед світлих туманностей є знаменита туманність Оріона, яку видно навіть неозброєним оком як слабеньку хмарку. Розмір цієї туманності приблизно 20 св. р., відстань до неї – 1000 св. р. В туманностях знайдено молекули водню, кисню, води, ціану, метану, окису, вуглецю.

Окрім дифузних, існують також компактні туманності правильної форми. Вони поділяються на волокнисті та планетарні. І якщо саме з дифузними туманностями пов’язують на сьогоднішній день утворення зір, то волокнисті та планетарні туманності формуються на заключних стадіях розвитку зір зі скинутих ними оболонок.

Принаймні частина волокнистих туманностей – це залишки спалахів наднових. Одна з них – вже згадувана Крабоподібна туманність із сузір’я Тельця, відстань до якої становить 5500 св. р., а видима зоряна величина 8,6 .

Планетарними названо туманності кільцеподібної форми, які здалека мають вигляд слабких кілець або дисків. Серед них і планетарна туманність Равлик із сузір’я Водолія. Відстань до неї – всього 650 св. р. Такі туманності розширюються зі швидкістю 20 – 40 км/с, так що через 10 – 20 тис. років після „народження” вони розсіюються в просторі і стають невидимими. Планетарні туманності світяться за рахунок УФ випромінювання тих зір, чиїми оболонками вони колись були.

Частина речовини у міжзоряному середовищі перебуває в розпорошеному стані. Завдяки поглинанню нею світла від далеких зір у їх спектрах виявлено лінії поглинання, що належать атомам і молекулам міжзоряного газу.

Уявлення про населення Галактики увів 1944 р. німецький астроном Бааде (1893 – 1960). Спочатку воно стосувалося Туманності Андромеди (галактика М31). При її фотографуванні через синій і червоний світлофільтр він виявив, що плоский лінзоподібний диск цієї велетенської галактики занурений у більш розріджену зоряну хмару сферичної форми – гало. Оскільки туманність Андромеди дуже схожа на нашу Галактику, Бааде припустив, що подібну структуру має і Молочний Шлях.

Об’єкти спіральних рукавів галактичного диска було названо населенням І типу. А зорі гало, які концентруються симетрично щодо центра системи, - населенням ІІ типу.

До  населенням І типу належать зорі розсіяних скупчень, до населенням ІІ типу – зорі кулястих скупчень. У наш час зорі спіральних рукавів (населення І типу) ототожнюють із плоскою складовою, а зорі гало (населення ІІ типу) – зі сферичною складовою нашої Галактики. Як показали сучасні дослідження, два типи зоряного населення розрізняються не тільки  просторовим розподілом, але й хімічним складом – зорі кулястих скупчень (населення ІІ типу) містять приблизно у 100 – 300 разів менше металів, ніж зорі спіральних гілок (населення І типу).

Мабуть, кулясті скупчення зберегли хімічний склад тієї бідної на важкі хімічні елементи догалактичної хмари, з якої вони формувалися разом з Галактикою. У подальшому розвитку догалактична хмара, яка займала сферичний об’єм, стискалась, утворюючи диск, що обертався. Газ, який одразу не сконденсувався у зорі, при обертанні Галактики поступово осідав до її площини. Водночас у ньому йшло формування зір, які також розташовувались у площині Галактики. Масивні зорі галактичного диска швидко проходили всі етапи свого еволюційного шляху, спалахували як наднові й поповнювали міжзоряне газово-пилове середовище важкими хімічними елементами. З нього формувалися нові зорі. Кожне наступне покоління зір у спіральних рукавах ставало багатшим на важкі хімічні елементи, ніж попереднє.

Водночас еволюціонували і зорі кулястих скупчень. Масивні зорі вже давно припинили своє існування, але молоді за відсутності матеріалу не утворились. Тому там залишилися тільки старі мало масивні зорі, вік яких оцінюється у 10 – 12 млрд. років, а також білі карлики, нейтронні зорі, чорні діри.

Гало (корона) Галактики складається в основному з газу, газових хмар і старих неяскравих зір. Концентруючись до центра Галактики, вони утворюють так званий балдж (потовщення) у межах кількох тисяч св. р. від нього. Рухаючись по витягнутих еліптичних орбітах, зорі гало дуже повільно обертаються навколо центра Галактики. Радіус гало 300 000 св. р.

Диск обертається набагато швидше. Швидкість його обертання, яка визначається швидкістю руху зір, не однакова на різних відстанях від центра. Вивчаючи особливості обертання диска, можна визначити його масу.

Ядро Галактики повністю приховане від нас товстим шаром поглинаючої матерії. Діаметр ядра сягає 4000 св. р.

Наша Галактика має дуже добре виражену  спіральну структуру. В спіральних рукавах триває бурхливе життя: речовина безперервно переходить з міжзоряного простору в зорі під час їх утворення і у зворотному напрямку на заключних стадіях еволюції.

Магнітне поле Галактики зосереджене у спіралях. Спіральні рукави в Галактиці утворюються завдяки наявності в центрі системи певного спотворення її форми, через наявність перемички в ядрі, яка обертається як тверде тіло.

В околицях Сонця можна прослідкувати ділянки двох спіральних рукавів, віддалених приблизно на 3000 св. р. За назвами сузір’їв, де вони спостерігаються, їх називають рукавами Стрільця і Персея. Сонце знаходиться майже точно посередині між ними. Відстань від Сонця до центру Галактики становить 22 – 33 тис. св. р. Відносно найближчих зір Сонце рухається зі швидкістю 16 км/с в напрямку сузір’я Геркулеса. Воно обертається навколо центра Галактики в напрямку сузір’я Лебедя зі швидкістю 250 км/с.

Період обертання Сонця навколо центра Галактики становить приблизно 200 млн. років і називається галактичним роком.