Презентация на тему «Млечный путь по физике. Астрономия: Млечный путь. Наша Галактика Студент Бакинского Компьютерного Колледжа Асланов Мурад. Млечный путь презентация физике

Описание презентации по отдельным слайдам:

1 слайд

Описание слайда:

2 слайд

Описание слайда:

Введение Галактика Млечный Путь, называемая также просто Галактика (с заглавной буквы) - гигантская звёздная система, в которой находится, среди прочих, и наше Солнце, все видимые невооружённым глазом отдельные звёзды, а также огромное количество звёзд, сливающихся вместе и наблюдаемых в виде млечного пути. Наша Галактика является одной из многих других галактик. Млечный Путь является спиральной галактикой с перемычкой типа SBbc по классификации Хаббла, и вместе с галактикой Андромеды M31 и галактикой Треугольника (М33), а также несколькими меньшими галактиками-спутниками образует Местную группу, которая, в свою очередь, входит в Сверхскопление Девы.

3 слайд

Описание слайда:

Мле́чный Путь (перевод латинского названия Via Lactea, от греческого слова Galaxia (gala, galactos означает «молоко»))- неярко светящаяся диффузная белесая полоса, пересекающая звёздное небо почти по большому Кругу, северный полюс которого находится в созвездии Волос Вероники; состоит из огромного числа слабых звёзд, не видимых отдельно невооружённым глазом, но различимых порознь в телескоп или на фотографиях, снятых с достаточным разрешением.

4 слайд

Описание слайда:

Видимая картина Млечного Пути – следствие перспективы при наблюдении изнутри огромного, сильно сплюснутого скопления звёзд нашей Галактики наблюдателем, находящимся вблизи плоскости симметрии этого скопления. Млечный Путь, также традиционное название нашей Галактики. Яркость Млечного Пути в различных местах неравномерна. Полоса Млечного Пути шириной около 5-30° имеет на вид облачное строение, обусловленное, во-первых, существованием в Галактике звёздных облаков или сгущений и, во-вторых, неравномерностью распределения поглощающих свет пылевых тёмных туманностей, образующих участки с кажущимся дефицитом звёзд из-за поглощения их света. В Северном полушарии Млечный Путь проходит по созвездиям Орла, Стрелы, Лисички, Лебедя, Цефея, Кассиопеи, Персея, Возничего, Тельца и Близнецов. Уходя в Южное полушарие, он захватывает созвездия Единорога, Кормы, Парусов, Южного Креста, Циркуля, Южного Треугольника, Скорпиона и Стрельца. Млечный Путь особенно ярок в созвездии Стрельца, в котором находится центр нашей звёздной системы, который, как полагают, включает сверхмассивную чёрную дыру. Созвездие Стрельца в северных широтах высоко над горизонтом не поднимается. Поэтому в этой области Млечный Путь бывает не так заметен, как, скажем, в созвездии Лебедя, которое осенью по вечерам поднимается над горизонтом очень высоко. Средняя линия внутри Млечного Пути - галактический экватор.

5 слайд

Описание слайда:

Мифология Существует множество легенд рассказывающих о происхождении Млечного Пути. Особого внимания заслуживают два схожих древнегреческих мифа, которые раскрывают этимологию слова Galaxias (Γαλαξίας) и его связь с молоком (γάλα). Одна из легенд рассказывает о разлившемся по небу материнском молоке богини Геры, кормившей грудью Геракла. Когда Гера узнала, что младенец, которого она кормит грудью не её собственное дитя, а незаконный сын Зевса и земной женщины, она оттолкнула его и пролитое молоко стало Млечным Путём. Другая легенда говорит о том, что пролитое молоко - это молоко Реи, жены Кроноса, а младенцем был сам Зевс. Кронос пожирал своих детей, так как ему было предсказано, что он будет свергнут с вершины Пантеона собственным сыном. У Реи зародился план о том, как спасти своего шестого сына, новорожденного Зевса. Она обернула в младенческие одежды камень и подсунула его Кроносу. Кронос попросил её покормить сына ещё раз, перед тем как он его проглотит. Молоко, пролитое из груди Реи на голый камень, впоследствии стали называть Млечным Путём.

6 слайд

Описание слайда:

Структура Галактики Наша Галактика составляет в поперечнике около 30 тысяч парсек и содержит около 100 миллиардов звёзд. Основная масса звёзд расположена в форме плоского диска. Масса Галактики оценивается в 5,8×1011 масс Солнца, или 1,15×1042 кг. Большая часть массы Галактики содержится не в звёздах и межзвёздном газе, а в несветящемся гало из тёмной материи. Млечный Путь имеет выпуклую форму - как, например, тарелка или шляпа с полями. Более того, галактика не только изгибается, но и вибрирует, словно барабанная перепонка.

7 слайд

Описание слайда:

Спутники Учёные из Калифорнийского университета при исследовании на предмет распространённости водорода в областях, подвергающихся искажению, обнаружили, что эти деформации тесно связаны с положением орбит двух галактик-спутников Млечного Пути - Большого и Малого Магелланова облаков, которые регулярно проходят сквозь окружающую его тёмную материю. Имеются и иные, ещё менее близкие к Млечному Пути галактики, однако их роль (спутники или поглощаемые Млечным Путём тела) неясна.

8 слайд

Описание слайда:

Большое Магелланово Облако История исследования Обозначения LMC, БМО Наблюдательные данные Тип SBm Прямое восхождение 05ч 23м 34с Склонение −69° 45′ 22″; Красное смещение 0.00093 Расстояние 168 000 св. лет Видимая звёздная величина 0.9 Видимые размеры 10.75° × 9.17° Созвездие Золотая Рыба Физические характеристики Радиус 10 000 св. лет Свойства Самый яркий спутник Млечного Пути

9 слайд

Описание слайда:

Большое Магелланово Облако (БМО, LMC) - карликовая галактика типа SBm, расположенная на расстоянии около 50 килопарсек от нашей Галактики. Оно занимает область неба южного полушария в созвездиях Золотой Рыбы и Столовой Горы и с территории Российской Федерации никогда не видна. БМО приблизительно в 20 раз меньше по диаметру чем Млечный путь и содержит приблизительно 5 миллиардов звезд (только 1/20 от их числа в нашей Галактике), в то время как Малое Магелланово Облако содержит только 1,5 миллиарда звезд. В 1987 году в Большом Магеллановом Облаке вспыхнула сверхновая SN 1987A. Это ближайшая к нам сверхновая со времён SN 1604. В БМО находится известный очаг активного звездообразования - туманность Тарантул.

10 слайд

Описание слайда:

Малое Магелланово Облако История исследования Открыватель Фернан Магеллан Дата открытия 1521 Обозначения NGC 292, ESO 29-21, A 0051-73, IRAS00510-7306, ММО, SMC, PGC 3085 Наблюдательные данные Тип SBm Прямое восхождение 00ч 52м 38,0с Склонение −72° 48′ 00″ Расстояние 200 000 св. лет (61 000 парсек) Видимая звёздная величина 2,2 Фотографическая звёздная величина 2,8 Видимые размеры 5° × 3° Поверхностная яркость 14,1 Угловое положение 45° Созвездие Тукан Физические характеристики Радиус 7000 св. лет Абсолютная звёздная величина −16.2 Свойства Спутник Млечного Пути

11 слайд

Описание слайда:

Рукава Галактика относится к классу спиральных галактик, что означает, что у Галактики есть спиральные рукава, которые расположены в плоскости диска. Диск погружён в гало сферической формы, а вокруг него располагается сферическая же корона. Солнечная система находится на расстоянии 8,5 тысяч парсек от галактического центра, вблизи плоскости Галактики (смещение к Северному полюсу Галактики составляет всего 10 парсек), на внутреннем краю рукава, носящего название рукав Ориона. Такое наше расположение не даёт возможности наблюдать форму рукавов визуально.

12 слайд

Описание слайда:

13 слайд

Описание слайда:

Ядро Диск погружён в гало сферической формы, а вокруг него располагается сферическая же корона. В средней части Галактики находится утолщение, которое называется балджем и составляет около 8 тысяч парсек в поперечнике. В центре Галактики находится небольшая область с необычными свойствами, где, по всей видимости, располагается сверхмассивная чёрная дыра. Центр ядра галактики проецируется на созвездие Стрельца (α = 265°, δ = −29°). Расстояние до центра Галактики 8,5 килопарсек (2,62 · 1022 см, или 27 700 световых лет).

14 слайд

Описание слайда:

Галактический центр - сравнительно небольшая область в центре нашей Галактики, радиус которой составляет около 1000 парсек и свойства которой резко отличаются от свойств других её частей. Образно говоря, галактический центр - это космическая «лаборатория», в которой и сейчас происходят процессы звёздообразования и в которой расположено ядро, когда-то давшее начало конденсации нашей звёздной системы. Галактический центр находится на расстоянии 10 кпк от Солнечной системы, в направлении созвездия Стрельца. В галактической плоскости сосредоточено большое количество межзвёздной пыли, благодаря которой свет, идущий от галактического центра, ослабляется на 30 звёздных величин, то есть в 1012 раз. Поэтому центр невидим в оптическом диапазоне - невооружённым глазом и при помощи оптических телескопов. Галактический центр наблюдается в радиодиапазоне, а также в диапазонах инфракрасных, рентгеновских и гамма лучей. Изображение, размером 400 на 900 световых лет, составленное из нескольких фотографий телескопа «Чандра», с сотнями белых карликов, нейтронных звёзд и чёрных дыр, в облаках газа, раскалённого до миллионов градусов. Внутри яркого пятна в центре изображения находится сверхмассивная чёрная дыра галактического центра (радиоисточник Стрелец A*). Цвета на снимке соответствуют рентгеновским энергетическим диапазонам: красный (низкая), зелёный (средняя) и синий (высокая).

15 слайд

Описание слайда:

Состав галактического центра Самой крупной особенностью галактического центра является находящееся там звёздное скопление (звёздный балдж) в форме эллипсоида вращения, большая полуось которого лежит в плоскости Галактики, а малая - на её оси. Отношение полуосей равно примерно 0,4. Орбитальная скорость звёзд на расстоянии около килопарсека составляет примерно 270 км/с, а период обращения - около 24 млн. лет. Исходя из этого получается, что масса центрального скопления составляет примерно 10 млрд. масс Солнца. Концентрация звёзд скопления резко увеличивается к центру. Звёздная плотность изменяется примерно пропорционально R-1,8 (R - расстояние от центра). На расстоянии около килопарсека она составляет несколько солнечных масс в кубическом парсеке, в центре - более 300 тыс. солнечных масс в кубическом парсеке (для сравнения, в окрестностях Солнца звёздная плотность составляет около 0,07 солнечных масс на кубический парсек). От скопления отходят спиральные газовые рукава, простирающиеся на расстояние до 3 - 4,5 тыс. парсек. Рукава вращаются вокруг галактического центра и одновременно удаляются в стороны, с радиальной скоростью около 50 км/с. Кинетическая энергия движения составляет 1055 эрг. Внутри скопления обнаружен газовый диск радиусом около 700 парсек и массой около ста миллионов масс Солнца. Внутри диска находится центральная область звёздообразования.

16 слайд

Описание слайда:

Изображение, составленное из десятка фотографий телескопа «Чандра», охватывающее область поперечником 130 световых лет

17 слайд

Описание слайда:

Ближе к центру находится вращающееся и расширяющееся кольцо из молекулярного водорода, масса которого составляет около ста тысяч масс Солнца, а радиус - около 150 парсек. Скорость вращения кольца составляет 50 км/с, а скорость расширения - 140 км/с. Плоскость вращения наклонена к плоскости Галактики на 10 градусов. По всей вероятности, радиальные движения в галактическом центре объясняются взрывом, произошедшим там около 12 млн. лет назад. Распределение газа в кольце - неравномерное, образующее огромные газопылевые облака. Крупнейшим облаком является комплекс Стрелец B2, находящийся на расстоянии 120 пк от центра. Диаметр комплекса составляет 30 парсек, а масса - около 3 млн. масс Солнца. Комплекс является крупнейшей областью звёздообразования в Галактике. В этих облаках обнаружены все виды молекулярных соединений, встречающихся в космосе. Ещё ближе к центру находится центральное пылевое облако, радиусом около 15 парсек. В этом облаке периодически наблюдаются вспышки излучения, природа которых неизвестна, но которые свидетельствуют о происходящих там активных процессах. Практически в самом центре находится компактный источник нетеплового излучения Стрелец A*, радиус которого составляет 0,0001 парсек, а яркостная температура - около 10 млн. градусов. Радиоизлучение этого источника, по-видимому, имеет синхротронную природу. Временами наблюдаются быстрые изменения потока излучения. Нигде в другом месте Галактики подобных источников излучения не обнаружено, зато подобные источники имеются в ядрах других галактик.

18 слайд

Описание слайда:

С точки зрения моделей эволюции галактик, их ядра являются центрами их конденсации и начального звёздообразования. Там должны находиться самые старые звёзды. По всей видимости, в самом центре ядра Галактики находится сверхмассивная чёрная дыра массой около 3,7 миллионов масс Солнца, что показано исследованием орбит близлежащих звёзд. Излучение источника Стрелец А* вызвано аккрецией газа на чёрную дыру, радиус излучающей области (аккреционный диск, джеты) не более 45 а.е. Галактический центр Млечного Пути в инфракрасном диапазоне.

19 слайд

Описание слайда:

Млечный Путь как небесное явление Млечный Путь наблюдается на небе как неярко светящаяся диффузная белесая полоса, проходящая приблизительно по большому кругу небесной сферы. В северном полушарии Млечный Путь пересекает созвездия Орла, Стрелы, Лисички, Лебедя, Цефея, Кассиопеи, Персея, Возничего, Тельца и Близнецов; в южном - Единорога, Кормы, Парусов, Южного Креста, Циркуля, Южного Треугольника, Скорпиона и Стрельца. В Стрельце находится галактический центр.

20 слайд

Описание слайда:

История открытия Галактики Большинство небесных тел объединяются в различные вращающиеся системы. Так, Луна вращается вокруг Земли, спутники планет гигантов образуют свои, богатые телами, системы. На более высоком уровне, Земля и остальные планеты вращаются вокруг Солнца. Спрашивается, не входит ли и Солнце в какую-то систему ещё большего размера? Первое систематическое исследование этого вопроса выполнил в 18 в. английский астроном Вильям Гершель. Он подсчитывал количество звёзд в разных областях неба и обнаружил, что на небе присутствует большой круг, который впоследствии был назван галактическим экватором, который делит небо на две равные части и на котором количество звёзд оказывается наибольшим. Кроме того, звёзд оказывается тем больше, чем ближе участок неба расположен к этому кругу. Наконец обнаружилось, что именно на этом круге располагается млечный путь. Благодаря этому Гершель догадался, что все наблюдаемые нами звёзды образуют гигантскую звёздную систему, которая сплюснута к галактическому экватору. И всё же, существование Галактики оставалось под вопросом до тех пор, пока не были обнаружены объекты, выходящие за пределы нашей звёздной системы, в частности, другие галактики.

21 слайд

Описание слайда:

Уильям Гершель (Фридрих Вильгельм Гершель, англ. William Herschel; 15 ноября 1738, Ганновер - 25 августа 1822, Слау близ Лондона) - английский астроном немецкого происхождения. Один из десяти детей бедного музыканта Исаака Гершеля. Поступил на службу в военный оркестр (гобоистом) и в 1755 г. в составе полка был командирован из Ганновера в Англию. В 1757 г. ушёл с военной службы ради занятий музыкой. Работал органистом и учителем музыки в Галифаксе, затем переехал в курортный город Бат, где стал распорядителем публичных концертов. Интерес к музыкальной теории привёл Гершеля к математике, математика к оптике и наконец оптика к астрономии. В 1773 г., не имея средств для покупки большого телескопа, он стал сам шлифовать зеркала и конструировать телескопы и в дальнейшем сам изготавливал оптические приборы как для собственных наблюдений, так и на продажу. Первое и наиболее важное открытие Гершеля - открытие планеты Уран - произошло 13 марта 1781 г. Гершель посвятил это открытие королю Георгу III и назвал в его честь Georgium Sidus (название так и не вошло в употребление); Георг III, сам любитель астрономии и покровитель ганноверцев, произвел Гершеля в чин Королевского Астронома и снабдил его средствами для постройки отдельной обсерватории.

22 слайд

Описание слайда:

Благодаря некоторым техническим усовершенствованиям и увеличению диаметра зеркал Гершель смог в 1789 г. изготовить самый большой телескоп своего времени (главное фокусное расстояние 12 метров, диаметр зеркала 49½ дюймов (126 см)); в первый же месяц работы с этим телескопом Гершелем были открыты спутники Сатурна Мимас и Энцелад. Далее Гершель открыл также спутники Урана Титанию и Оберон. В своих работах о спутниках планет Гершель впервые употребил термин «астероид» (использовав его для характеристики этих спутников, потому что при наблюдении имевшимися у Гершеля телескопами крупные планеты выглядели дисками, а их спутники - точками, как и звёзды). 40-футовый телескоп Гершеля

23 слайд

Описание слайда:

Однако главные работы Гершеля относятся к звездной астрономии. Изучение собственного движения звезд привело его к открытию поступательного движения Солнечной системы. Он также вычислил координаты воображаемой точки - апекса Солнца, в направлении которой происходит это движение. Из наблюдений за двойными звездами, предпринятых с целью определения параллаксов, Гершель сделал новаторский вывод о существовании звёздных систем (прежде предполагалось что двойные звезды лишь случайно расположены на небе таким образом, что при наблюдении оказываютс рядом). Гершель также много наблюдал туманности и кометы, также составляя тщательные описания и каталоги (их систематизацией и подготовкой к публикации занималась Каролина Гершель). Любопытно, что за пределами собственно астрономии и ближайших к ней областей физики научные взгляды Гершеля были весьма причудливы. Он, например, полагал, что все планеты обитаемы, что под горячей атмосферой Солнца находится плотный слой облаков, а ниже - твердая поверхность планетарного типа, и т. п. В честь Гершеля названы кратеры на Луне, Марсе и Мимасе, а также несколько новейших астрономических проектов.

24 слайд

Описание слайда:

Эволюция и будущее Галактики История возникновения галактик пока не вполне ясна. Первоначально, Млечный Путь имел намного больше межзвёздного вещества (в основном в виде водорода и гелия), чем теперь, которое было потрачено, и продолжает расходоваться на образование звёзд. Нет оснований полагать, что эта тенденция изменится так, что с течением миллиардов лет следует ожидать дальнейшего затухания естественного звездообразования. В настоящее время звёзды образуются в основном в рукавах. Возможны также столкновения Млечного Пути с иными галактиками, в т.ч. со столь крупной как галактика Андромеды, однако конкретные предсказания пока невозможны ввиду незнания поперечной скорости внегалактических объектов. В любом случае, никакая научная модель эволюции Галактики не сможет описать всевозможные последствия развития разумной жизни, и потому судьба Галактики не представляется предсказуемой.

25 слайд

Описание слайда:

Галактика Андромеды Галактика Андромеды или Туманность Андромеды (M31, NGC 224) - спиральная галактика типа Sb. Эта ближайшая к Млечному Пути другая сверхгигантская галактика расположена в созвездии Андромеды и удалена от нас, по последним данным, на расстояние 772 килопарсек (2,52 млн световых лет). Плоскость галактики наклонена к нам под углом 15°, её видимый размер - 3,2°, видимая звёздная величина - +3,4m. Галактика Андромеды имеет массу в 1,5 раза больше Млечного Пути и является самой большой в Местной группе: по существующим в настоящее время данным, в состав Галактики (Туманности) Андромеды входит около триллиона звёзд. У неё есть несколько карликовых спутников: M32, M110, NGC 185, NGC 147 и, возможно, другие. Её протяжённость составляет 260000 световых лет, что в 2,6 раза больше, чем у Млечного Пути. На ночном небе галактику Андромеды можно увидеть невооружённым глазом. По площади, для наблюдателя с Земли, она равна семи полным Лунам.

26 слайд

Описание слайда:

27 слайд

Описание слайда:

Столкновение галактик Млечный Путь и Туманность Андромеды Столкновение галактик Млечный Путь и Туманность Андромеды - предполагаемое столкновение двух крупнейших галактик в местной группе - Млечного Пути и галактики Андромеды (M31), которое случится приблизительно через пять миллиардов лет. Оно часто используется как пример такого типа феноменов при симуляции столкновений. Как и при всех таких столкновениях, маловероятно, что объекты вроде звезд, содержащихся в каждой галактике, действительно столкнутся из-за малой концентрации вещества в галактиках и крайней удаленности объектов друг от друга. К примеру, ближайшая к Солнцу звезда (Проксима Центавра) находится на расстоянии почти тридцати миллионов солнечных диаметров от Земли (если бы Солнце было размером с монету диаметром в 1 дюйм, то ближайшая монета/звезда находилась бы на расстоянии 765 километров). Если теория верна, то звезды и газ галактики Андромеды будут видны невооруженным взглядом примерно через три миллиарда лет. Если столкновение произойдет, то галактики скорее всего сольются в одну большую галактику.

Описание слайда:

В данный момент точно не известно, произойдет столкновение или нет. Радиальная скорость галактики Андромеды относительно Млечного Пути может быть измерена с помощью изучения доплеровского смещения спектральных линий от звёзд галактики, но поперечная скорость (или «собственное движение») не может быть прямо измерена. Таким образом, известно что галактика Андромеды приближается к Млечному Пути со скоростью около 120 км/с, но произойдёт ли столкновение или галактики просто разойдутся, выяснить пока нельзя. На данный момент, лучшие косвенные измерения поперечной скорости показывают, что она не превышает 100 км/с. Это предполагает, что по крайней мере гало темной материи двух галактик столкнутся, даже если не произойдёт столкновения самих дисков. Планируемый к запуску Европейским космическим агентством в 2011 году космический телескоп Gaia измерит местоположения звёзд галактики Андромеды с достаточной для установления поперечной скорости точностью. Фрэнк Саммерс из Научного института космического телескопа создал компьютерную визуализацию предстоящего события, основанную на исследовании профессора Криса Мигоса из Case Western Reserve University и Ларса Хернквиста из Гарвардского университета. Такие столкновения относительно обыкновенное явление - Андромеда, к примеру, столкнулась в прошлом по крайней мере с одной карликовой галактикой, как и наша Галактика. Не исключено также, что наша Солнечная система будет выброшена из новой галактики во время столкновения. Такое событие не будет иметь негативных последствий для нашей системы (особенно после того, как Солнце превратится в красный гигант через 5-6 миллиардов лет). Вероятность какого-либо воздействия на Солнце или планеты мала. Для новообразованной галактики предлагались различные названия, к примеру Milkomeda.

33 слайд

Описание слайда:

Литература http://ru.wikipedia.org Ю. Н. Ефремов. Млечный путь. Серия "Наука сегодня“. Физическая энциклопедия, под ред. А. М. Прохорова, ст. «Галактический центр». Т. А. Агекян, «Звезды, галактики, метагалактика». Рентгеновская обсерватория Чандра: http://chandra.harvard.edu/ http://news.cosmoport.com/2006/11/21/3.htm

Строение Вселенной Строение Вселенной Млечный путь св.лет Млечный путь Галактика содержит, по самой низкой оценке, порядка 200 миллиардов звёзд Основная масса звёзд расположена в форме плоского диска. По состоянию на январь 2009, масса Галактики оценивается в 3·10^12 масс Солнца, или 6·10^42 кг.

Ядро В средней части Галактики находится утолщение, которое называется балджем (англ. bulge утолщение), составляющее около 8 тысяч парсек в поперечнике. В центре Галактики, по всей видимости, располагается сверхмассивная чёрная дыра (Стрелец A*) вокруг которой, предположительно, вращается чёрная дыра средней массы. Их совместное гравитационное действие на соседние звёзды заставляет последние двигаться по необычным траекториям.балджемангл.сверхмассивная чёрная дыраСтрелец A* Центр ядра Галактики находится в созвездии Стрельца (α = 265°, δ = 29°). Расстояние от Солнца до центра Галактики 8,5 килопарсек (2,62·10^17 км, или световых лет).созвездии Стрельца

Рукава Галактика относится к классу спиральных галактик, что означает, что у Галактики есть спиральные рукава, расположенные в плоскости диска. Диск погружён в гало сферической формы, а вокруг него располагается сферическая корона. Солнечная система находится на расстоянии 8,5 тысяч парсек от галактического центра, вблизи плоскости Галактики (смещение к Северному полюсу Галактики составляет всего 10 парсек), на внутреннем крае рукава, носящего название рукав Ориона. Такое расположение не даёт возможности наблюдать форму рукавов визуально. Новые данные по наблюдениям молекулярного газа (СО) говорят о том, что у нашей Галактики есть два рукава, начинающиеся у бара во внутренней части Галактики. Кроме того, во внутренней части есть ещё пара рукавов. Затем эти рукава переходят в четырёхрукавную структуру, наблюдающуюся в линии нейтрального водорода во внешних частях Галактики. Галактика относится к классу спиральных галактик, что означает, что у Галактики есть спиральные рукава, расположенные в плоскости диска. Диск погружён в гало сферической формы, а вокруг него располагается сферическая корона. Солнечная система находится на расстоянии 8,5 тысяч парсек от галактического центра, вблизи плоскости Галактики (смещение к Северному полюсу Галактики составляет всего 10 парсек), на внутреннем крае рукава, носящего название рукав Ориона. Такое расположение не даёт возможности наблюдать форму рукавов визуально. Новые данные по наблюдениям молекулярного газа (СО) говорят о том, что у нашей Галактики есть два рукава, начинающиеся у бара во внутренней части Галактики. Кроме того, во внутренней части есть ещё пара рукавов. Затем эти рукава переходят в четырёхрукавную структуру, наблюдающуюся в линии нейтрального водорода во внешних частях Галактики.галокоронаСолнечная системарукав ОрионагалокоронаСолнечная системарукав Ориона

Гало Гало галактики невидимый компонент галактики сферической формы, который простирается за видимую часть галактики. В основном состоит из разрежённого горячего газа, звёзд и тёмной материи. Последняя составляет основную массу галактики.галактикисферическойтёмной материи Галактическое галоГалактическое гало имеет сферическую форму, выходящую за пределы галактики на 510 тысяч световых лет, и температуру около 5·10^5 K.

История открытия Галактики Большинство небесных тел объединяются в различные вращающиеся системы. Так, Луна обращается вокруг Земли, спутники планет-гигантов образуют свои, богатые телами, системы. На более высоком уровне, Земля и остальные планеты обращаются вокруг Солнца. Возникал естественный вопрос: не входит ли и Солнце в систему ещё большего размера? Большинство небесных тел объединяются в различные вращающиеся системы. Так, Луна обращается вокруг Земли, спутники планет-гигантов образуют свои, богатые телами, системы. На более высоком уровне, Земля и остальные планеты обращаются вокруг Солнца. Возникал естественный вопрос: не входит ли и Солнце в систему ещё большего размера? ЛунаЗемлиспутникипланет-гигантовпланеты ЛунаЗемлиспутникипланет-гигантовпланеты Первое систематическое исследование этого вопроса выполнил в XVIII веке английский астроном Уильям Гершель. Он подсчитывал количество звёзд в разных областях неба и обнаружил, что на небе присутствует большой круг (впоследствии он был назван галактическим экватором), который делит небо на две равные части и на котором количество звёзд оказывается наибольшим. Кроме того, звёзд оказывается тем больше, чем ближе участок неба расположен к этому кругу. Наконец обнаружилось, что именно на этом круге располагается Млечный Путь. Благодаря этому Гершель догадался, что все наблюдаемые нами звёзды образуют гигантскую звёздную систему, которая сплюснута к галактическому экватору. Первое систематическое исследование этого вопроса выполнил в XVIII веке английский астроном Уильям Гершель. Он подсчитывал количество звёзд в разных областях неба и обнаружил, что на небе присутствует большой круг (впоследствии он был назван галактическим экватором), который делит небо на две равные части и на котором количество звёзд оказывается наибольшим. Кроме того, звёзд оказывается тем больше, чем ближе участок неба расположен к этому кругу. Наконец обнаружилось, что именно на этом круге располагается Млечный Путь. Благодаря этому Гершель догадался, что все наблюдаемые нами звёзды образуют гигантскую звёздную систему, которая сплюснута к галактическому экватору.XVIII векеУильям Гершельгалактическим экваторомМлечный ПутьXVIII векеУильям Гершельгалактическим экваторомМлечный Путь Вначале предполагалось, что все объекты Вселенной являются частями нашей Галактики, хотя ещё Кант высказывал предположение, что некоторые туманности могут быть галактиками, подобными Млечному Пути. Ещё в 1920 году вопрос о существовании внегалактических объектов вызывал дебаты (например, известный Большой спор между Харлоу Шепли и Гебером Кёртисом; первый отстаивал единственность нашей Галактики). Гипотеза Канта была окончательно доказана лишь в 1920-х годах, когда Эдвину Хабблу удалось измерить расстояние до некоторых спиральных туманностей и показать, что по своему удалению они не могут входить в состав Галактики. Вначале предполагалось, что все объекты Вселенной являются частями нашей Галактики, хотя ещё Кант высказывал предположение, что некоторые туманности могут быть галактиками, подобными Млечному Пути. Ещё в 1920 году вопрос о существовании внегалактических объектов вызывал дебаты (например, известный Большой спор между Харлоу Шепли и Гебером Кёртисом; первый отстаивал единственность нашей Галактики). Гипотеза Канта была окончательно доказана лишь в 1920-х годах, когда Эдвину Хабблу удалось измерить расстояние до некоторых спиральных туманностей и показать, что по своему удалению они не могут входить в состав Галактики.Кант1920 году Большой спорХарлоу ШеплиГебером КёртисомЭдвину ХабблуКант1920 году Большой спорХарлоу ШеплиГебером КёртисомЭдвину Хабблу

Ранние попытки классификации Попытки классифицировать галактики начались одновременно с обнаружением первых туманностей со спиральным узором Лордом Россом в гг. Впрочем, в то время господствовала теория, согласно которой все туманности принадлежат нашей Галактике. То, что ряд туманностей имеет негалактическую природу, было доказано лишь Э.Хабблом в 1924 году. Таким образом, галактики классифицировали также, как и галактические туманности.галактикитуманностей со спиральным узоромЛордом Россомнашей ГалактикеЭ.Хабблом1924 году В ранних фотографических обзорах доминировали спиральные туманности, что позволило выделить их в отдельный класс. В 1888 году А. Робертс выполнил глубокий обзор неба, в результате которого было обнаружено большое число эллиптических бесструктурных и очень вытянутых веретенообразных туманностей. В 1918 году Г. Д. Кёртис выделил в отдельную группу спирали с перемычкой и кольцеобразной структурой в отдельную Φ-группу. Кроме того, он интерпретировал веретенообразные туманности, как спирали, видимые с ребра.1888 году А. Робертсэллиптических бесструктурныхверетенообразных1918 годуГ. Д. Кёртисперемычкой

Гарвардская классификация Все галактики в гарвардской классификации были резделены на 5 классов: Все галактики в гарвардской классификации были резделены на 5 классов: Класс A галактики ярче 12m Класс A галактики ярче 12mm Класс B галактики от 12m до 14m Класс B галактики от 12m до 14mm Класс С галактики от 14m до 16m Класс С галактики от 14m до 16mm Класс D галактики от 16m до 18m Класс D галактики от 16m до 18mm Класс E галактики от 18m до 20m Класс E галактики от 18m до 20mm

Эллиптические галактики Эллиптические галактики имеют гладкую эллиптическую форму (от сильно сплющенных, до почти круглых) без отличительных деталей с равномерным уменьшением яркости от центра к периферии. Они обозначаются буквой E и цифрой, которая является индексом сплющенности галактики. Так, круглая галактика будет иметь обозначение E0, а галактика, у которой одна из больших полуосей в двое больше другой, E5. Эллиптические галактики имеют гладкую эллиптическую форму (от сильно сплющенных, до почти круглых) без отличительных деталей с равномерным уменьшением яркости от центра к периферии. Они обозначаются буквой E и цифрой, которая является индексом сплющенности галактики. Так, круглая галактика будет иметь обозначение E0, а галактика, у которой одна из больших полуосей в двое больше другой, E5. Эллиптические галактики Эллиптические галактики M87

Спиральные галактики Спиральные галактики состоят из уплощенного диска из звезд и газа, в центре которого находится сферическое уплотнение, называемое балджем, а также обширного сферического гало. В плоскости диска формируются яркие спиральные рукава, состоящие преимущественно из молодых звезд, газа и пыли. Хаббл разделил все известные спиральные галактики на нормальные спирали (обозначаются символом S) и спирали с баром (SB), которые в отечественной литературе часто называют галактиками с перемычкой или пересеченными. В нормальных спиралях спиральные ветви тангенциально отходят от центрального яркого ядра и простираются на протяжении одного оборота. Число ветвей может быть различно: 1, 2, 3,… но чаще всего встречаются галактики только с двумя ветвями. В пересеченных галактиках спиральные ветви отходят под прямым углом от концов бара. Среди них тоже встречаются галактики с числом ветвей, не равным двум, но, в основной массе, пересеченные галактики обладают двумя спиральными ветвями. В зависимости от того, являются ли спиральные рукава плотно закрученными или клочковатыми, или же по соотношению размеров ядра и балджа, добавляют символы a, b или c. Так для галактик Sa характерен большой балдж и туго закрученная регулярная структура, а для галактик Sc небольшой балдж и клочковатая спиральная структура. К подклассу Sb относят галактики, которые по какой-либо причине нельзя отнести к одному из крайних подклассов: Sa или Sc. Так, галактика M81 обладает большим балджем и клочковатой спиральной структурой. Спиральные галактики состоят из уплощенного диска из звезд и газа, в центре которого находится сферическое уплотнение, называемое балджем, а также обширного сферического гало. В плоскости диска формируются яркие спиральные рукава, состоящие преимущественно из молодых звезд, газа и пыли. Хаббл разделил все известные спиральные галактики на нормальные спирали (обозначаются символом S) и спирали с баром (SB), которые в отечественной литературе часто называют галактиками с перемычкой или пересеченными. В нормальных спиралях спиральные ветви тангенциально отходят от центрального яркого ядра и простираются на протяжении одного оборота. Число ветвей может быть различно: 1, 2, 3,… но чаще всего встречаются галактики только с двумя ветвями. В пересеченных галактиках спиральные ветви отходят под прямым углом от концов бара. Среди них тоже встречаются галактики с числом ветвей, не равным двум, но, в основной массе, пересеченные галактики обладают двумя спиральными ветвями. В зависимости от того, являются ли спиральные рукава плотно закрученными или клочковатыми, или же по соотношению размеров ядра и балджа, добавляют символы a, b или c. Так для галактик Sa характерен большой балдж и туго закрученная регулярная структура, а для галактик Sc небольшой балдж и клочковатая спиральная структура. К подклассу Sb относят галактики, которые по какой-либо причине нельзя отнести к одному из крайних подклассов: Sa или Sc. Так, галактика M81 обладает большим балджем и клочковатой спиральной структурой. Спиральные галактикибалджемгало баром Спиральные галактикибалджемгало баром

Неправильные или иррегулярные галактики Неправильные или иррегулярные галактики галактика, лишенная как вращательной симметрии, так и значительного ядра. Характерным представителем неправильных галактик являются Магеллановы облака. Бытовал даже термин «магеллановы туманности». Неправильные галактики отличаются разнообразием форм, обычно небольшими размерами и обилием газа, пыли и молодых звёзд. Обозначаются I. В силу того, что форма неправильных галактик твёрдо не определена, как неправильные галактики часто классифицировали пекулярные галактики. Неправильные или иррегулярные галактики галактика, лишенная как вращательной симметрии, так и значительного ядра. Характерным представителем неправильных галактик являются Магеллановы облака. Бытовал даже термин «магеллановы туманности». Неправильные галактики отличаются разнообразием форм, обычно небольшими размерами и обилием газа, пыли и молодых звёзд. Обозначаются I. В силу того, что форма неправильных галактик твёрдо не определена, как неправильные галактики часто классифицировали пекулярные галактики. Неправильные или иррегулярные галактикиМагеллановы облака пекулярные галактики Неправильные или иррегулярные галактикиМагеллановы облака пекулярные галактики M82

Линзовидных галактики Линзообразные галактики это дисковые галактики (как и, например, спиральные), которые потратили или потеряли свою межзвёздную материю (как эллиптические). В тех случаях, когда галактика обращена плашмя в сторону наблюдателя, часто бывает трудно чётко различить линзообразные и эллиптические галактики из-за невыразительности спиральных рукавов линзообразной галактики. Линзообразные галактики это дисковые галактики (как и, например, спиральные), которые потратили или потеряли свою межзвёздную материю (как эллиптические). В тех случаях, когда галактика обращена плашмя в сторону наблюдателя, часто бывает трудно чётко различить линзообразные и эллиптические галактики из-за невыразительности спиральных рукавов линзообразной галактики. дисковые галактикимежзвёздную материю дисковые галактикимежзвёздную материю NGC 5866

Чёрная дыра область в пространстве-времени, гравитационное притяжение которой настолько велико, что покинуть её не могут даже объекты, движущиеся со скоростью света (в том числе и кванты самого света). Чёрная дыра область в пространстве-времени, гравитационное притяжение которой настолько велико, что покинуть её не могут даже объекты, движущиеся со скоростью света (в том числе и кванты самого света).пространстве-временигравитационное притяжениескоростью светакванты светапространстве-временигравитационное притяжениескоростью светакванты света Граница этой области называется горизонтом событий, а её характерный размер гравитационным радиусом. В простейшем случае сферически симметричной чёрной дыры он равен радиусу Шварцшильда. Вопрос о реальном существовании чёрных дыр тесно связан с тем, насколько верна теория гравитации, из которой следует их существование. В современной физике стандартной теорией гравитации, лучше всего подтверждённой экспериментально, является общая теория относительности (ОТО), уверенно предсказывающая возможность образования чёрных дыр (но их существование возможно и в рамках других (не всех) моделей, см.: Альтернативные теории гравитации). Поэтому наблюдательные данные анализируются и интерпретируются, прежде всего, в контексте ОТО, хотя, строго говоря, эта теория не является экспериментально подтверждённой для условий, соответствующих области пространства-времени в непосредственной близости от чёрных дыр звёздных масс (однако хорошо подтверждена в условиях, соответствующих сверхмассивным чёрным дырам). Поэтому утверждения о непосредственных доказательствах существования чёрных дыр, в том числе и в этой статье ниже, строго говоря, следует понимать в смысле подтверждения существования астрономических объектов, таких плотных и массивных, а также обладающих некоторыми другими наблюдаемыми свойствами, что их можно интерпретировать как чёрные дыры общей теории относительности. Граница этой области называется горизонтом событий, а её характерный размер гравитационным радиусом. В простейшем случае сферически симметричной чёрной дыры он равен радиусу Шварцшильда. Вопрос о реальном существовании чёрных дыр тесно связан с тем, насколько верна теория гравитации, из которой следует их существование. В современной физике стандартной теорией гравитации, лучше всего подтверждённой экспериментально, является общая теория относительности (ОТО), уверенно предсказывающая возможность образования чёрных дыр (но их существование возможно и в рамках других (не всех) моделей, см.: Альтернативные теории гравитации). Поэтому наблюдательные данные анализируются и интерпретируются, прежде всего, в контексте ОТО, хотя, строго говоря, эта теория не является экспериментально подтверждённой для условий, соответствующих области пространства-времени в непосредственной близости от чёрных дыр звёздных масс (однако хорошо подтверждена в условиях, соответствующих сверхмассивным чёрным дырам). Поэтому утверждения о непосредственных доказательствах существования чёрных дыр, в том числе и в этой статье ниже, строго говоря, следует понимать в смысле подтверждения существования астрономических объектов, таких плотных и массивных, а также обладающих некоторыми другими наблюдаемыми свойствами, что их можно интерпретировать как чёрные дыры общей теории относительности.горизонтом событийгравитационным радиусомрадиусу Шварцшильда теория гравитацииобщая теория относительности Альтернативные теории гравитациигоризонтом событийгравитационным радиусомрадиусу Шварцшильда теория гравитацииобщая теория относительности Альтернативные теории гравитации

Магнетар или магнитар нейтронная звезда, обладающая исключительно сильным магнитным полем (до 1011 Тл). Теоретически существование магнетаров было предсказано в 1992 году, а первое свидетельство их реального существования получено в 1998 году при наблюдении мощной вспышки гамма- и рентгеновского излучения от источника SGR в созвездии Орла. Время жизни магнетаров мало, оно составляет около лет. Магнетары являются малоизученным типом нейтронных звезд по причине того, что немногие находятся достаточно близко к Земле. Магнетары в диаметре насчитывают около 20 км, однако массы большинства превышают массу Солнца. Магнетар настолько сжат, что горошина его материи весила бы более 100 миллионов тонн. Большинство из известных магнетаров вращаются очень быстро, как минимум несколько оборотов вокруг оси в секунду. Жизненный цикл магнетара достаточно короток. Их сильные магнитные поля исчезают по прошествии примерно лет, после чего их активность и излучение рентгеновских лучей прекращается. Согласно одному из предположений, в нашей галактике за всё время её существования могло сформироваться до 30 миллионов магнетаров. Магнетары образуются из массивных звезд с начальной массой около 40 М. Магнетар или магнитар нейтронная звезда, обладающая исключительно сильным магнитным полем (до 1011 Тл). Теоретически существование магнетаров было предсказано в 1992 году, а первое свидетельство их реального существования получено в 1998 году при наблюдении мощной вспышки гамма- и рентгеновского излучения от источника SGR в созвездии Орла. Время жизни магнетаров мало, оно составляет около лет. Магнетары являются малоизученным типом нейтронных звезд по причине того, что немногие находятся достаточно близко к Земле. Магнетары в диаметре насчитывают около 20 км, однако массы большинства превышают массу Солнца. Магнетар настолько сжат, что горошина его материи весила бы более 100 миллионов тонн. Большинство из известных магнетаров вращаются очень быстро, как минимум несколько оборотов вокруг оси в секунду. Жизненный цикл магнетара достаточно короток. Их сильные магнитные поля исчезают по прошествии примерно лет, после чего их активность и излучение рентгеновских лучей прекращается. Согласно одному из предположений, в нашей галактике за всё время её существования могло сформироваться до 30 миллионов магнетаров. Магнетары образуются из массивных звезд с начальной массой около 40 М.нейтронная звезда магнитным полемТл1992 году1998 годугамма-рентгеновского излученияSGR Орла нейтронныхзвезд ЗемлеСолнцанашей галактикенейтронная звезда магнитным полемТл1992 году1998 годугамма-рентгеновского излученияSGR Орла нейтронныхзвезд ЗемлеСолнцанашей галактике Толчки, образованные на поверхности магнетара вызывают огромные колебания в звезде, а также магнитные колебания поля, которые сопровождают их, часто приводят к огромным выбросам гамма излучения, которые были зафиксированы на Земле в 1979, 1998 и 2004 годах. Магнитное поле нейтронной звезды в миллион миллионов раз больше, чем магнитное поле Земли Толчки, образованные на поверхности магнетара вызывают огромные колебания в звезде, а также магнитные колебания поля, которые сопровождают их, часто приводят к огромным выбросам гамма излучения, которые были зафиксированы на Земле в 1979, 1998 и 2004 годах. Магнитное поле нейтронной звезды в миллион миллионов раз больше, чем магнитное поле Земли годах годах
Пульсар космический источник радио- (радиопульсар), оптического (оптический пульсар), рентгеновского (рентгеновский пульсар) и/или гамма- (гамма-пульсар) излучений, приходящих на Землю в виде периодических всплесков (импульсов). Согласно доминирующей астрофизической модели, пульсары представляют собой вращающиеся нейтронные звёзды с магнитным полем, которое наклонено к оси вращения, что вызывает модуляцию приходящего на Землю излучения. Первый пульсар был открыт в июне 1967 г. Джоселин Белл, аспиранткой Э. Хьюиша, на меридианном радиотелескопе Маллардской радиоастрономической обсерватории Кембриджского университета на длине волны 3,5 м (85,7 МГц). За этот выдающийся результат Хьюиш получил в 1974 году Нобелевскую премию. Современные названия этого пульсара PSR B или PSR J Пульсар космический источник радио- (радиопульсар), оптического (оптический пульсар), рентгеновского (рентгеновский пульсар) и/или гамма- (гамма-пульсар) излучений, приходящих на Землю в виде периодических всплесков (импульсов). Согласно доминирующей астрофизической модели, пульсары представляют собой вращающиеся нейтронные звёзды с магнитным полем, которое наклонено к оси вращения, что вызывает модуляцию приходящего на Землю излучения. Первый пульсар был открыт в июне 1967 г. Джоселин Белл, аспиранткой Э. Хьюиша, на меридианном радиотелескопе Маллардской радиоастрономической обсерватории Кембриджского университета на длине волны 3,5 м (85,7 МГц). За этот выдающийся результат Хьюиш получил в 1974 году Нобелевскую премию. Современные названия этого пульсара PSR B или PSR J космическийрадио-радиопульсароптическогооптический пульсар рентгеновскогорентгеновский пульсаргамма-гамма-пульсар Землюпериодическихимпульсовастрофизическойнейтронные звёздымагнитным полемоси вращениямодуляцию1967 г.Джоселин БелласпиранткойЭ. Хьюиша радиотелескопеМаллардской радиоастрономической обсерваторииКембриджского университета длине волны1974 году Нобелевскую премиюPSR B космическийрадио-радиопульсароптическогооптический пульсар рентгеновскогорентгеновский пульсаргамма-гамма-пульсар Землюпериодическихимпульсовастрофизическойнейтронные звёздымагнитным полемоси вращениямодуляцию1967 г.Джоселин БелласпиранткойЭ. Хьюиша радиотелескопеМаллардской радиоастрономической обсерваторииКембриджского университета длине волны1974 году Нобелевскую премиюPSR B Результаты наблюдений несколько месяцев хранились в тайне, а первому открытому пульсару присвоили имя LGM-1 (сокр. от Little Green Men маленькие зелёные человечки). Такое название было связано с предположением, что эти строго периодические импульсы радиоизлучения имеют искусственное происхождение. Однако доплеровское смещение частоты (характерное для источника, совершающего орбитальное движение вокруг звезды) обнаружено не было. Кроме того, группа Хьюиша нашла ещё 3 источника аналогичных сигналов. После этого гипотеза о сигналах внеземной цивилизации отпала, и в феврале 1968 года в журнале «Nature» появилось сообщение об открытии быстропеременных внеземных радиоисточников неизвестной природы с высокостабильной частотой. Результаты наблюдений несколько месяцев хранились в тайне, а первому открытому пульсару присвоили имя LGM-1 (сокр. от Little Green Men маленькие зелёные человечки). Такое название было связано с предположением, что эти строго периодические импульсы радиоизлучения имеют искусственное происхождение. Однако доплеровское смещение частоты (характерное для источника, совершающего орбитальное движение вокруг звезды) обнаружено не было. Кроме того, группа Хьюиша нашла ещё 3 источника аналогичных сигналов. После этого гипотеза о сигналах внеземной цивилизации отпала, и в феврале 1968 года в журнале «Nature» появилось сообщение об открытии быстропеременных внеземных радиоисточников неизвестной природы с высокостабильной частотой.маленькие зелёные человечкидоплеровское смещение1968 годаNatureмаленькие зелёные человечкидоплеровское смещение1968 годаNature Сообщение вызвало научную сенсацию. До конца 1968 г. различные обсерватории мира обнаружили ещё 58 объектов, получивших название пульсаров, число посвящённых им публикаций в первые же годы после открытия составило несколько сотен. Вскоре астрофизики пришли к общему мнению, что пульсар, точнее радиопульсар, представляет собой нейтронную звезду. Она испускает узконаправленные потоки радиоизлучения, и в результате вращения нейтронной звезды поток попадает в поле зрения внешнего наблюдателя через равные промежутки времени так образуются импульсы пульсара. Сообщение вызвало научную сенсацию. До конца 1968 г. различные обсерватории мира обнаружили ещё 58 объектов, получивших название пульсаров, число посвящённых им публикаций в первые же годы после открытия составило несколько сотен. Вскоре астрофизики пришли к общему мнению, что пульсар, точнее радиопульсар, представляет собой нейтронную звезду. Она испускает узконаправленные потоки радиоизлучения, и в результате вращения нейтронной звезды поток попадает в поле зрения внешнего наблюдателя через равные промежутки времени так образуются импульсы пульсара.радиопульсарнейтронную звездуполе зрениянаблюдателярадиопульсарнейтронную звездуполе зрениянаблюдателя На 2008 год уже известно около 1790 радиопульсаров (по данным каталога ATNF). Ближайшие из них расположены на расстоянии около 0,12 кпк (около 390 световых лет) от Солнца. На 2008 год уже известно около 1790 радиопульсаров (по данным каталога ATNF). Ближайшие из них расположены на расстоянии около 0,12 кпк (около 390 световых лет) от Солнца.ATNFкпксветовых летСолнцаATNFкпксветовых летСолнца Несколько позже были открыты источники периодического рентгеновского излучения, названные рентгеновскими пульсарами. Как и радио-, рентгеновские пульсары являются сильно замагниченными нейтронными звёздами. В отличие от радиопульсаров, расходующих собственную энергию вращения на излучение, рентгеновские пульсары излучают за счёт аккреции вещества звезды-соседа, заполнившего свою полость Роша и под действием пульсара постепенно превращающегося в белого карлика. Как следствие, масса пульсара медленно растёт, увеличивается его момент инерции и частота вращения, в то время как радиопульсары со временем, наоборот, замедляются. Обычный пульсар совершает оборот за время от нескольких секунд до нескольких десятых долей секунды, а рентгеновский пульсар делает сотни оборотов в секунду. Несколько позже были открыты источники периодического рентгеновского излучения, названные рентгеновскими пульсарами. Как и радио-, рентгеновские пульсары являются сильно замагниченными нейтронными звёздами. В отличие от радиопульсаров, расходующих собственную энергию вращения на излучение, рентгеновские пульсары излучают за счёт аккреции вещества звезды-соседа, заполнившего свою полость Роша и под действием пульсара постепенно превращающегося в белого карлика. Как следствие, масса пульсара медленно растёт, увеличивается его момент инерции и частота вращения, в то время как радиопульсары со временем, наоборот, замедляются. Обычный пульсар совершает оборот за время от нескольких секунд до нескольких десятых долей секунды, а рентгеновский пульсар делает сотни оборотов в секунду. рентгеновскими пульсарамиаккрецииполость Рошамомент инерции частота вращения рентгеновскими пульсарамиаккрецииполость Рошамомент инерции частота вращения

удивительно красив и ярок. В созвездиях Стрельца, Скорпиона, Щита много ярко светящихся звездных облаков. Именно в этом направлении находится центр нашей Галактики. В этой же части Млечного Пути особенно четко выделяются темные облака космической пыли- темные туманности. Если бы не было этих темных, непрозрачных туманностей, то Млечный Путь в направлении к центру Галактики был бы ярче в тысячу раз. Глядя на Млечный путь, нелегко вообразить, что он состоит из множества неразличимых невооруженным глазом звёзд. Но люди догадались об этом давно. Одну из таких догадок приписывают ученому и философу Древней Греции- Демокриту. Он жил почти на две тысячи лет раньше, чем Галилей, который впервые доказал на основе наблюдений с помощью телескопа звездную природу Млечного Пути. В своём знаменитом «Звездном вестнике» в 1609 году Галилей писал: «Я обратился к наблюдению сущности или вещества Млечного Пути, и с помощью телескопа оказалось возможным сделать её настолько доступной нашему зрению, что все споры умолкли сами собой благодаря наглядности и очевидности, которые и меня освобождают от многословного диспута. В самом деле Млечный Путь представляет собой не что иное, как бессчетное множество звёзд, как бы расположенных в кучах, в какую бы область не направлять телескоп, сейчас же становится видимым огромное число звёзд, из которых весьма многие достаточно ярки и вполне различимы, количество же звёзд более слабых не допускает вообще никакого подсчета». Какое же отношение звёзды Млечного Пути имеют к единственной звезде Солнечной системы, к нашему Солнцу? Ответ сегодня общеизвестен. Солнце- одна из звёзд нашей Галактики, Галактики – Млечный Путь. Какое же место занимает Солнце в Млечном Пути? Уже из того факта, что Млечный Путь опоясывает наше небо по большому кругу, ученые сделали вывод, что Солнце находится вблизи главной плоскости Млечного Пути. Чтобы получит более точное представление о положении Солнца в Млечном Пути, а затем и представить себе, какова в пространстве форма нашей Галактики, астрономы(В.Гершель, В.Я.Струве и др.)использовали метод звездных подсчетов. Суть в том, что в различных участках неба подсчитывают число звёзд в последовательном интервале звёздных величин. Если допустить, что светимости звёзд одинаковы, то по наблюдаемому блеску можно судить о расстояниях до звезд, далее, предполагая, что звёзды в пространстве расположены равномерно, рассматривают число звёзд, оказавшихся в сферических объёмах, с центром в Солнце.

Слайд 2

Млечный путь

Одним из самых примечательных объектов звездного неба является Млечный Путь. Древние греки называли его galaxias, то есть "молочный круг". Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых звезд.

Слайд 3

Южная часть Млечного пути

Слайд 4

В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких парсеков до нескольких десятков килопарсеков. Солнце вместе с окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной буквы: Галактика.

Слайд 5

Галактика

Галактика состоит из диска, гало и короны. Центральная, наиболее компактная область
Галактики называется ядром. Центральная, наиболее плотная часть гало в пределах
нескольких тысяч световых лет от центра Галактики называется балдж.

Слайд 6

Галактика излучает во всех диапазонах электромагнитного излучения.

Слайд 7

Расположение Солнца в нашей Галактике довольно неудачное для изучения этой системы как целого: мы находимся вблизи плоскости звездного диска,и с Земли сложно выяснить структуру Галактики К тому же, в области, где расположено Солнце, довольно много межзвездного вещества. Оно поглощает свет и делает звездный диск почти непрозрачным для видимого света в некоторых направлениях, особенно в направлении ядра Галактики. Поэтому исследования других галактик играют огромную роь в понимании природы нашей Галактики. Масса Галактики оценивается в 200 миллиардов (2∙1011) масс Солнца, но только два миллиарда звезд (2∙109) доступно наблюдениям.

Слайд 8

Слайд 9

Примерно так выглядит наша Галактика сбоку

Слайд 10

Примерно так выглядит наша Галактика плашмя

Слайд 11

Звездные скопления

В Галактике каждая третья звезда – двойная, имеются системы из трех и более звезд. Известны и более сложные объекты – звездные скопления. Рассеянные звездные скопления встречаются вблизи галактической плоскости.

Рассеянное скопление M50 в созвездии Единорога

Слайд 12

• Сейчас известно более 1200 рассеянных скоплений, из них детально изучено около 500.
• Самые известные среди них – Плеяды и Гиады в созвездии Тельца.
• Общее количество рассеянных скоплений в Галактике, возможно, достигает ста тысяч.