Модель млечного пути, Австралийские астрономы создали новую 3D-карту галактики Млечный путь
Архивировано 7 марта года. Архивировано 24 января года. Он имеет плоскую форму и в нём также находятся спиральные рукава. Архивировано 1 августа года.
Перейти к содержанию. Search for:. Главная » Интерактив. Автор monk На чтение 1 мин Просмотров 8к. Опубликовано Автор публикации не в сети 3 месяца. Основатель и руководитель проекта XC-Life. Давно увлекаюсь космической фантастикой и космическими играми. Если вам также интересен космос и космическая фантастика, приглашаю присоединиться к нашему сообществу.
Вам также может понравиться. Ученые создали объемную модель Млечного Пути, позволяя любому пользователю сети совершить прогулку прямо в центр галактики. Модель при этом объемная, градусов. Проект реализован благодаря данным, полученным с космической обсерватории Чандра и других телескопов. По словам авторов проекта, они преследовали цель создать максимально реалистичную модель, которая открывает возможность удивиться в очередной раз тому, насколько огромна даже наша Галактика, не говоря уже о всей Вселенной.
Земля расположена в 26 тысячах световых лет это около триллионов километров от центра нашей галактики. Конечно, люди не в состоянии добраться к центру самостоятельно, но представить, как обстоят дела в этом регионе можно при помощи космических путешественников.
А именно — излучения разного рода, включая рентгеновское и инфракрасное. Кроме орбитальной обсерватории для построения модели использовались данные наблюдений в инфракрасном свете с Очень Большого Телескопа. Его команда продолжительное время наблюдала за звездными гигантами класса Вольфа-Райе. Для них характерны очень высокая температура и светимость. От других звезд они отличаются наличием в спектре широких полос излучения водорода, гелия, кислорода, углерода и азота в разных степенях ионизации.
Из внутренностей звезды такого типа вырываются мощные потоки газов, устремляющиеся в открытый космос, подальше от своего светила. Помимо крупных рукавов, выделяются и более мелкие подобные образования, как, например, рукав Ориона , также называемый Местным рукавом. Газовые составляющие рукавов простираются гораздо дальше, чем система звёзд в Галактике. Кроме того, молекулярный газ в диске образует кольцо со внутренним и внешним радиусами 4 и 6 килопарсек от центра [47] [48]. Наиболее изученная область Галактики — окрестность Солнечной системы.
Например, в пределах 10 парсек от Солнца известно звезды , среди которых 20 белых карликов , 85 коричневых карликов , большинство — красных карликов [49]. Расстояние от Солнца до ближайшей звезды — Проксимы Центавра — составляет 1,3 парсека, до ближайшего звёздного скопления — Гиад — 40 парсек [50]. Вокруг Солнечной системы расположен пояс Гулда — кольцеобразная структура, содержащая большое количество ярких звёзд и газа.
Для окрестности Солнца можно определить плотность вещества по динамическим характеристикам Галактики, а также измерить плотность различных наблюдаемых составляющих диска. Различие этих величин, по всей видимости, обусловлено наличием тёмной материи см. В таблице приведён вклад каждой составляющей в объёмную плотность в ближайшей окрестности Солнца и в поверхностную плотность диска по всей его толщине [53] :.
Оценки для объёмной и для поверхностной плотности не противоречат друг другу. Например, различие доли тёмной материи в ближайшей окрестности Солнца и по всей толщине диска отражает тот факт, что плотность тёмной материи медленнее снижается при удалении от диска, чем плотность обычного вещества, поэтому вклад тёмной материи во всей толщине диска выше, чем вблизи его плоскости.
В центральной части Млечного Пути присутствует умеренно выраженный балдж. Балдж Млечного Пути имеет как ящикообразную, так и дискообразную составляющую [55] [56]. В изучении балджа важную роль сыграло наличие окна Бааде — небольшой области неба вблизи центра Галактики, где межзвёздное поглощение относительно мало, что позволяет наблюдать объекты этой составляющей Галактики [57].
В Млечном Пути присутствует бар — вытянутая структура в центральной части диска. Ближе к Солнцу находится та часть бара, которая видна на положительной галактической долготе , поэтому видимое распределение звёзд в центральной области Галактики оказывается асимметричным [58]. Гравитационный потенциал бара несимметричен, так что он может придавать газу дополнительный момент силы [1] [59] [60].
Кроме основного бара, в центре Галактики есть и вторичный бар небольшого размера, с радиусом около парсек, который ориентирован практически перпендикулярно основному. По всей видимости, именно с этим вторичным баром связано кольцо молекулярного газа в центре Галактики радиусом в парсек [60].
Звёздное гало — протяжённая подсистема Галактики практически сферической формы. Звёздное гало простирается до расстояния в 80 килопарсек от центра Галактики, а самые далёкие звёзды были обнаружены в килопарсеках [61] [62]. Звёздное гало неоднородно: в нём наблюдаются звёздные потоки , такие как поток Стрельца и Кольцо Единорога. Звёздные потоки — группы звёзд, занимающих определённую область пространства, которые особенно выделяются близкими скоростями и сходным химическим составом.
Поэтому их появление объясняется разрушением карликовых галактик , которые были спутниками Млечного Пути, приливными силами. В частности, карликовая эллиптическая галактика в Стрельце в настоящее время испытывает сильное приливное воздействие и создаёт поток Стрельца [63] [64]. В центре Галактики находится сверхмассивная чёрная дыра. Вблизи этой чёрной дыры известны отдельные звёзды: у одной из них период обращения вокруг центра Галактики составляет 15 лет, другая приближалась к центру на расстояние в 60 а.
На границе этой области находится газовое кольцо, которое, по-видимому, представляет собой аккреционный диск чёрной дыры. На большем удалении от центра располагается центральная молекулярная зона англ. Изучение центра Галактики затруднено тем, что величина поглощения света межзвёздной пылью в направлении центра достигает 30 m в полосе V , так что эту область наблюдают только в инфракрасном и радиодиапазоне [68].
В очень упрощённом виде звёздное население Галактики можно разделить на население I и население II. Второе — это старые звёзды, бедные тяжёлыми элементами, которые движутся по вытянутым орбитам и составляют гало сфероидальной формы, которое не вращается как целое, и балдж [70].
К тому или иному населению могут относиться не только звёзды, но и другие объекты Галактики. Среди характерных представителей населения I — межзвёздный газ , звёздные ассоциации и рассеянные скопления , а также классические цефеиды [71].
Однако вышеописанная система считается в целом устаревшей. Корреляция между возрастом, химическим составом и кинематикой оказалась неидеальной, а вместо чёткого разделения была обнаружена более плавная градация [2].
В каждой части Галактики в действительности наблюдаются звёзды разных возрастов и металличностей: разброс этих параметров оказывается довольно большим. Кроме того, по характеристикам населения диск можно разделить на тонкий и толстый диск см.
Тонкий диск содержит звёзды различных возрастов: от возникающих прямо сейчас до звёзд возрастом 10 миллиардов лет, а их средний возраст составляет 6 миллиардов лет. Таким образом, тонкий диск — относительно молодая подсистема, где до сих пор идёт звездообразование , наиболее активное в спиральных рукавах. В тонком диске наблюдается градиент металличности: во внутренних частях диска она выше, чем во внешних. Тонкий диск быстро вращается вокруг центра Галактики, а звёзды движутся по орбитам, близким к круговым.
Население толстого диска по различным параметрам отличается от населения тонкого. Эти звёзды довольно старые, их возраст составляет около 10—12 миллиардов лет [74] [75]. Они имеют более низкую металличность, чем звёзды тонкого диска: у большинства из них содержание металлов [комм.
При этом в звёздах толстого диска содержание альфа-элементов , таких, как кислород и магний , по отношению ко всем металлам выше, чем в тонком диске. Звёздное гало состоит из старых звёзд с очень низкой металличностью, в основном субкарликов , — ближайшей к Солнцу звездой гало является звезда Каптейна. Звёзды этой подсистемы практически не имеют суммарного момента импульса , обладают большой дисперсией скоростей и движутся по очень вытянутым орбитам, поэтому звёздное гало в целом имеет близкую к сферической форму и не вращается [72] [78] [79].
Балдж Галактики состоит в основном из звёзд старше 7 миллиардов лет, но в нём встречаются и более молодые звёзды, некоторые из которых моложе миллионов лет [80]. По-видимому, население балджа сформировалось под воздействием различных механизмов [79]. Вблизи Солнца нет представителей населения балджа [72]. В Млечном Пути присутствуют различные группы звёзд: шаровые и рассеянные звёздные скопления , а также звёздные ассоциации.
В этих системах звёзды имеют общее происхождение [83].
Кроме того, в Галактике встречаются движущиеся группы звёзд , где звёзды не обязательно сгруппированы в пространстве, но обладают близкими скоростями движения [2]. Шаровые скопления имеют близкую к сферической форму и содержат большое количество звёзд: от тысяч до миллионов, а их размеры составляют от 3 до парсек [2].
Шаровые скопления населяют балдж и гало : они встречаются на расстояниях до килопарсек от центра, а в центре они сосредоточены в наибольшей степени [84] [85] [86].
Известно около таких объектов в Галактике, а общее их количество должно составлять приблизительно некоторые из них скрыты межзвёздной пылью и потому не наблюдаются [2] [6]. Вероятно, скопления диска относятся к населению толстого диска [88]. Рассеянные скопления распределены в плоскости Галактики, а самые молодые из них сконцентрированы в спиральных рукавах [2] [89] [90]. Соответственно, в рассеянных скоплениях встречаются яркие голубые звёзды, которые отсутствуют в шаровых. Рассеянные скопления имеют высокие металличности, в среднем сравнимые с солнечной [90].
В Галактике известно более рассеянных скоплений [91]. Однако из-за того, что такие скопления не всегда выделяются на фоне других звёзд и находятся в диске Галактики, где их мешает наблюдать межзвёздное поглощение, известна лишь малая часть всех рассеянных скоплений Галактики [90].
Звёздные ассоциации — очень молодые группы звёзд, которые вместе сформировались в одной области. Ассоциации имеют крупные размеры — до 80 парсек, поэтому звёзды в ассоциациях слишком слабо связаны гравитацией и за несколько миллионов лет такие структуры распадаются. Хотя в ассоциациях обычно не более тысяч звёзд, самые яркие из них могут быть даже ярче шаровых скоплений, поскольку в них содержатся массивные яркие звёзды с небольшими сроками жизни [2] [92].
К межзвёздной среде также относят магнитное поле , сила которого составляет 3 микрогаусса — эта величина слишком мала, чтобы влиять на движение газа в Галактике, но достаточна, чтобы частицы пыли поворачивались определённым образом и создавали поляризацию света [2]. В межзвёздной среде присутствуют космические лучи — заряженные частицы, такие как электроны и протоны , движущиеся с релятивистскими скоростями [94] [95] [96].
Межзвёздная среда Млечного Пути очень неоднородна и по температуре, и по плотности. Горячий газ может иметь температуру до миллиона кельвинов , а холодный — ниже K. Эта неоднородность поддерживается постоянным взаимодействием межзвёздной среды, например, со звёздным ветром и из-за вспышек сверхновых [93].
Одна из заметных составляющих Галактики — области H II. В них присутствует множество молодых ярких звёзд, которые формируются в таких областях и ионизуют окружающий их газ, из-за чего области H II и светятся. Области H II концентрируются в спиральных рукавах, хотя встречаются и в пространстве между рукавами [2] [98]. Планетарные туманности имеют внешнее сходство с туманностями других видов и светятся за счёт ионизации их газа.
Они наблюдаются в разных частях диска и во внутренних областях гало. По оценкам, в Галактике должно быть около 20 планетарных туманностей, но известно лишь [2] [99]. Остатки сверхновых возникают после вспышек сверхновых. По сравнению с планетарными туманностями, масса газа в них больше, они быстрее расширяются и меньше времени видны. Также они создают синхротронное излучение в радиодиапазоне. Во всей Галактике сверхновые вспыхивают приблизительно раз в 50 лет [2] [].
Полная масса Млечного Пути, которую можно оценить по динамическим характеристикам см. Это приводит к выводу о наличии в нашей и в других галактиках тёмной материи , природа которой неизвестна и которая не наблюдается, но участвует в гравитационном взаимодействии [1] [2] [].
Тёмная материя распределена в гало Галактики см. Наша Галактика вращается, причём вращение разных подсистем происходит с разной скоростью — более плоские подсистемы вращаются быстрее всего.
Точный вид кривой вращения Галактики получается различным в разных исследованиях, но её форма в целом известна. Кривая вращения пологая и не падает до расстояний в десятки килопарсек от центра, что связано с наличием большого количества тёмной материи [].
Кроме того, из постоянных Оорта можно определить наклон кривой вращения в окрестности Солнца. Скорости отдельных звёзд отличаются от скорости вращения диска, их разность называется остаточной скоростью. Для более старых звёзд в среднем скорость вращения вокруг центра Галактики ниже, чем для более молодых, а их дисперсия скоростей больше.
Это объясняется тем, что со временем дисперсия скоростей звёздных систем увеличивается из-за взаимодействия звёзд с молекулярными облаками и спиральными рукавами [] []. Остаточные скорости звёзд распределены анизотропно : для всех подсистем дисперсия в направлении на центр Галактики оказывается больше, чем дисперсия в направлении вращения диска и в направлении перпендикулярно плоскости диска. Кроме того, это распределение асимметрично относительно направления на центр Галактики. Это явление называется отклонением вертекса , а его причиной считается асимметрия гравитационного потенциала Галактики из-за наличия в диске спиральных рукавов [] [].
Млечный Путь находится в группе из нескольких десятков галактик , называемой Местной группой и имеющей размер около 2 мегапарсек []. Млечный Путь и галактика Андромеды — две доминирующих галактики в Местной группе по многим параметрам. Ещё один объект — галактика Треугольника — является третьей крупной галактикой группы [].
Наша Галактика с её более чем двумя десятками галактик-спутников образует в Местной группе подгруппу Млечного Пути [] , размер которой составляет килопарсек. Самые крупные и наиболее известные спутники — Большое и Малое Магеллановы Облака , в них идёт звездообразование и присутствуют яркие молодые звёзды.
Остальные спутники — карликовые сфероидальные галактики , где звездообразование не идёт. Они получают названия по созвездию, в котором наблюдаются, например, галактика Печь , галактика Скульптор и галактика Насос []. Большой взрыв произошёл 13,7 млрд л. Эти объекты собрали в себя газ, заполнявший Вселенную, и, сталкиваясь друг с другом, образовали протогалактики.
Различные составляющие Галактики — балдж , гало , тонкий и толстый диск см. При формировании нашей Галактики Вселенная состояла из элементов, возникших при Большом взрыве — водорода , гелия , их изотопов — дейтерия и гелия-3 , и лития-7 , а более тяжёлые элементы в основном сформировалось впоследствии в звёздах [].
Менее чем за 4 млрд лет после Большого взрыва сформировался балдж — звездообразование в нём шло очень быстро и завершилось менее чем за 0,5 млрд лет, из-за чего в звёздах балджа наблюдается избыток альфа-элементов по сравнению с железом см.
В то же время, но за более длительный срок порядка 1—2 млрд лет, небольшое количество звёзд сформировалось в гало. Диск сформировался позже, к 4—5 млрд лет после Большого взрыва, после чего звёзды образовывались в основном только в диске, и меньшинство — в балдже [] []. Считается, что диск формировался от внутренних частей ко внешним: во внутренних частях характерная продолжительность звездообразования составляла 2 млрд лет, а во внешних — 10 млрд лет и более, что объясняет градиент металличности звёзд в диске см.
Толстый диск сформировался раньше тонкого диска, причём после формирования первого, 8 млрд л.
За последние 12 млрд лет наша Галактика не испытывала слияний с другими крупными галактиками — такая история столкновений нетипична и выделяет Млечный Путь среди других галактик [] []. Так, 11 млрд л. Считается, что в Млечном Пути насчитывается, соответственно, не менее 13 и 20 шаровых звёздных скоплений, изначально сформированных в этих галактиках []. Столкновение и слияние нашей Галактики с её спутником — Большим Магеллановым Облаком — по расчётам, произойдёт в будущем, через 2,4 млрд лет.
Это приведёт к тому, что некоторые параметры Млечного Пути станут более типичными для галактик со сравнимой массой — например, средняя металличность гало возрастёт, как и масса сверхмассивной чёрной дыры в центре Галактики []. Кроме того, в будущем, по всей видимости, произойдёт столкновение Млечного Пути и галактики Андромеды.
При слиянии галактик столкновения отдельных звёзд будут маловероятны из-за низкой концентрации звёзд, но, возможно, Солнечная система будет выброшена на далёкое расстояние от центра получившейся галактики. В этом столкновении будет участвовать галактика Треугольника , и возможно, Млечный Путь столкнётся с ней раньше, чем с галактикой Андромеды [] [] []. Клавдий Птолемей , живший в I—II веках, составил его подробное описание, однако только в году Галилео Галилей впервые сделал правильный вывод, что Галактика состоит из звёзд.
Наблюдая в свой телескоп, он обнаружил, что диффузный свет полосы Млечного Пути создаётся большим количеством тусклых звёзд []. Через полтора века после Галилея, в — годах Уильям Гершель сделал первую попытку определить размер и форму Млечного Пути. Он измерил количество звёзд в разных направлениях по всему небу и сделал вывод, что наша Галактика имеет форму сплюснутого диска. Гершель также попытался оценить размеры Галактики: он был вынужден оценивать их в единицах среднего расстояния между звёздами, которые в его время не были известны — он сделал вывод, что диаметр Млечного Пути составляет средних расстояний между звёздами, а толщина — Это соответствует диаметру в парсек и толщине в парсек — оценка толщины с того времени изменилась мало, а оценка диаметра оказалась сильно заниженной.
Кроме того, Гершель сделал неверный вывод, что Солнце находится вблизи центра Галактики [] [] []. Ещё одну попытку оценить размеры Галактики практически тем же способом предпринял Василий Струве в году. К этому времени уже были определены расстояния до некоторых звёзд, в частности, в году Фридрих Бессель измерил параллакс звезды 61 Лебедя и определил, что расстояние до неё составляет 3,3 парсека [].
Струве оценил размер Галактики в не менее чем 4 килопарсека, а также предположил существование межзвёздного поглощения. Кроме того, он заметил, что концентрация звёзд уменьшается при удалении от плоскости Галактики [] []. В начале XX века продолжались попытки определить размер Млечного Пути. В частности, Хуго Зелигер и Якобус Каптейн проводили наблюдения с использованием фотопластинок и неоднократно делали оценку размера нашей Галактики.
В обеих моделях, как и у Гершеля, ошибочно предполагалось, что Солнце располагается вблизи центра. Астрономы в то время уже понимали, что межзвёздное поглощение влияет на результаты наблюдений, но не могли точно измерить его []. В году Харлоу Шепли измерил размеры Млечного Пути иным способом: по распределению шаровых звёздных скоплений , расстояние до которых он измерял по наблюдениям цефеид в них.
Хотя оба этих значения оказалось завышенными, Шепли впервые показал, что Солнце находится вдали от центра нашей Галактики [] [].
