Атмосфера Сонця.

Зовнішні шари Сонця називаються атмосферою і умовно поділяються на три концентричні оболонки – фотосферу, хромосферу і корону. У ній утворюються всі види випромінювання, які випромінює зоря.

Фотосфера (з гр. – «сфера світла») – це найнижчий і найщільніший шар атмосфери, 300 км завтовшки, від якого ми отримуємо основний потік сонячного випромінювання. Температура фотосфери зменшується з висотою і має в середньому 6000 К. За таких умов майже всі молекули розпадаються на окремі атоми. Майже посередині фотосфери проходить умовний рівень із певними оптичними властивостями, який називається поверхнею Сонця.Іноді, зважаючи на те, що товщина фотосфери мізерна порівняно з розмірами Сонця, його поверхнею вважають саму фотосферу. Слід розуміти, що Сонце – це розжарена газова куля, і його умовна поверхня не схожа на тверду поверхню Землі.

Фотосфера має зернисту структуру, яку називають грануляцією (від лат. granulum – зернятко). На фотографіях світлі гранули схожі на рисові зернятка, розділені темними проміжками. Одночасно у фотосфері є близько 3млн гранул. Середній діаметр гранули 700 км, й існує вона до 10 хв. Грануляція постійно змінюється. Одні гранули зникають, інші з'являються на їхньому місці. Картина грануляції схожа на кипіння окропу. Конвективні потоки зі швидкістю 1 км/с піднімають з надр фотосфери гарячу плазму, і місця, де вона виходить на поверхню, є світлішими. Темні проміжки – місця, де опускається вниз охолоджена плазма.

Шар атмосфери, розташований над фотосферою, називається хромосферою (від гр. chroma – колір). Товщина сонячної хромосфери понад 12 000 км, а температура зростає з висотою від 4500 К до 100 000 К. Під час повних затемнень Сонця хромосферу видно у вигляді тонкого рожево-червоного кільця, яке оточує диск Місяця. Хромосфера пронизана величезною кількістю спікул (від лат. Spiculum-вістря, кінчик) – тонких колоноподібних утворень із відносно холодної речовини, оточених значно гарячішою плазмою. Одночасно є близько 30 000 спікул, кожна з яких існує 2–5 хв. Висота спікули може сягати 10 тис. км. Речовина спікули, піднімаючись зі швидкістю до 20км/с, потрапляє із хромосфери в сонячну корону.

Зовнішній дуже розріджений шар атмосфери Сонця називається короною. Вона простягається на величезну відстань – понад 10 радіусів Сонця, а температура в ній підвищується до 2млн К. Яскравість сонячної корони орієнтовно така сама, як і повного Місяця, тому побачити її на тлі яскравої фотосфери неможливо. Лише під час повних сонячних затемнень або за допомогою спеціального приладу – коронографа – вдається спостерігати за короною. Сонячна корона перебуває в стані динамічної рівноваги. Вона постійно поповнюється речовиною із хромосфери, і одночасно з неї в міжпланетний простір витікає неперервний потік частинок (протонів, електронів, а–частинок, іонів), який називають сонячним вітром.

1 світловий рік— відстань, яку світло проходить у вакуумі за 1 рік.

1св.р = 9,5 *10¹⁵м = 63240а.о. = 0,3066пк.

1пк = 3,26св.р.

Метод річного паралаксу застосовується до зір, відстань до яких не перевищує 100пк. Відстань до більш віддалених об'єктів установлюється іншими, менш точними методами, наприклад, методом типового представника за абсолютною (М) та видимою (m) зоряними величинами (див. наступний розділ).

2. Основні характеристики зір.

Зоря – самосвітній космічний об'єкт, у надрах якого відбувається або відбувались екзотермічні термоядерні реакції.

1) т – видима зоряна величина, що характеризує яскравість (блиск) зорі (m від лат. magnitude - величина). Позначається як показник степеня біля цифри, яка вказує на її числове значення. Найяскравіші зорі мають першу зоряну величину (1^m), менш яскраві – другу, третю і т. д. Неозброєним оком можна спостерігати зорі до шостої зоряної величини.

Видимою зоряною величиною називається взятий із знаком мінус логарифм по основі 2,512 від освітленості, що створює даний об'єкт на площині, перпендикулярній до його променів

Для двох зір, що дають освітленості Е, і Е₂ різниця видимих зоряних величин

Різниця в 5 зоряних величин (т₂ — т₁ = 5) відповідає відмінності видимого блиску в 100 разів. Отже, різниця в одну зоряну величину означає, що зоря яскравіша за іншу в 2,5 рази. Пізніше були введені дробові та від'ємні зоряні величини. Що яскравішим є світило на небі, то меншою є його зоряна величина. Наприклад, для Полярної зірки +2,3^m, Сиріуса – 1.58^m, Венери – 4^m, повного Місяця – ll^m, Сонця –26,8^m.

Видима зоряна величина не дає повної інформації про потужність світила, оскільки суттєво залежить від відстані до зорі.

2) М – абсолютна зоряна величина – зоряна величина, яку б мала зоря, перебуваючи на відстані 10 пк від спостерігача

r – відстань до зорі, виражена в парсеках. Абсолютна зоряна величина Сонця

Отже, на відстані 10 парсек Сонце мало б вигляд слабкої зірочки, міріади яких розсіяні на небосхилі. Абсолютні зоряні величини змінюються від М = –10 до М = +19.

3) L – світність зорі — повна кількість енергії, яку випромінює зоря з усієї своєї поверхні за одиницю часу в усіх напрямках. Як правило, світність зорі виражають в одиницях світності Сонця L_Q

де L₀= 4*10²⁶Вт.

За світністю зорі поділяються на надгіганти, гіганти та карлики. Наприклад, надгіганти: зоря, Скорпіона (m = 4,9, М = –9,4, L = 480000L_о), зоря Бетельгейзе (α Оріона) (m = 0,42, М = –6,1,L = 21300L_о ). Гіганти: Альдебаран (L = 100L_о), Арктур (L = 107L_о ), Вега (L = 50L_о). Сонце належить до карликових зір. Є зорі значно слабші, наприклад, найближча до нас Проксима Кентавра випромінює енергії у 18000 разів менше, ніж Сонце. Карликових зір у природі значно більше, ніж гігантів та надгігантів. Із 40 найближчих до Землі зір лише три потужніші, ніж Сонце: Сиріус, Процион і Проксима Кентавра (α–Центавра).

4) Колір та температура. Колір зорі тісно пов'язаний з температурою її поверхні. Найвищу температуру мають зорі блакитного та білого кольору, менш гарячі – жовтуватого, холодні – червоного. Найхолодніші з них мають температуру 2–3тис. Кельвінів. Для більш точного визначення температури використовують спектральний аналіз. Зовнішній вигляд спектра зорі залежить від температури на її поверхні. За різних температур максимум інтенсивності неперервного спектра припадає на різні його ділянки. Якщо максимум випромінювання зорі знаходиться у червоній ділянці спектра, то її колір буде червоним, якщо у блакитній -блакитним. А якщо зоря випромінює з однаковою інтенсивністю весь неперервний спектр, то її колір буде білим.

5) Розміри зір. Кутовий діаметр яскравих і не дуже віддалених зір вимірюється за допомогою оптичного зоряного інтерферометра.

В більшості випадків радіус зорі визначають за теоретичною формулою:

В окремих випадках для визначення кутового діаметра зір вдається використати вигляд інтерференційної картини, яка виникає під час покриття зір Місяцем. Лінійні радіуси можна визначити у затемнювано-змінних зір за тривалістю затемнення.

Найменші зорі (білі карлики) мають у діаметрі кілька тисяч кілометрів. Розміри найбільших – червоних надгігантів – у сотні, тисячі разів перевищують сонячні.

6) Маса зорі. Маса зорі є дуже важливою характеристикою. Чим більша маса, тим більший тиск і температура в її центрі, а це визначає практично всі інші характеристики зорі, побудову, а також особливості її життєвого шляху.

Вік зорі залежить безпосередньо від її маси. Зорі з масою в 100 разів більшою від сонячної існують усього кілька мільйонів років. Якщо маса становить 2–3 сонячних, вік зорі збільшується до мільярда років. Вік Сонця – 4,5 – 5млрд років.

Прямі оцінки маси можна зробити тільки на основі закону всесвітнього тяжіння. їх вдалося отримати для більшості подвійних зір. Наближено масу зорі можна розрахувати за іншими характеристиками, зокрема за світністю зорі. При збільшенні маси в 2 рази світність збільшується в 10 разів.

3. Будова зір

Для отримання інформації про структуру зорі використовують метод послідовних наближень. Задається певне співвідношення водню, гелію і важких елементів, і, знаючи масу зорі, розраховують її світність. Цю процедуру повторюють доти, доки для певної суміші розрахована та отримана із спостережень світність не співпадуть. Цей склад зорі і вважають близьким до реального. Виявилося для більшості зір на долю водню та гелію приходиться не менше 98 % маси.

З'ясувалося, що при переміщенні вгору вздовж головної послідовності радіуси і температура в надрах зір зростають. Залежно від цього змінюється і характер термоядерних реакцій у їхніх надрах. Внутрішня будова зір суттєво залежить від їх маси.

Якщо маса зорі не перевищує 1,2М₀, то її будова схожа на будову Сонця: променисте ядро, зона променистої рівноваги і конвективна зона. Така модель характерна для зір нижньої ділянки головної послідовності. Що холодніша зоря, то протяжніша у неї конвективна зона. Головним джерелом енергії таких зір є термоядерні реакції синтезу гелію протон-протонного циклу.

Зорі з масами більшими, ніж 1,2М₀ розташовані у верхній частині головної послідовності. У їхніх надрах відбуваються термоядерні реакції вуглецево–азотного циклу, які мають значно більший енергетичний вихід. У центральній частині таких зір розташоване конвенктивне ядро, а над ним — зона променистої рівноваги.

4. Подвійні зорі.

Оптично-подвійні зорі — дві зорі, які видно поряд на небесній сфері, але насправді між ними величезні відстані і жодного зв'язку немає. Прикладом є пара Міцар та Алькор із сузір'я Великої Ведмедиці — одна з небагатьох зоряних пар, які можна розрізнити неозброєним оком.

Фізично-подвійними або кратними називаються системи зір, які об'єднані силами всесвітнього тяжіння й обертаються навколо спільного центра мас.

Якщо подвійність можна помітити в телескоп, то такі зорі називають візуальноподвійними. Навіть у невеликий телескоп видно, що зоря Міцар складається з двох дуже близьких зір, кутова відстань між якими 14". Один із компонентів цієї зорі має видиму зоряну величину 2,4, інший 4, а око сприймає їх як одну зорю 2,2 видимої зоряної величини. Іноді компоненти фізично–подвійних зір мають різний колір: наприклад, β Лебедя (Альбірео) – велика жовтогаряча і маленька блакитна, α Гончих Псів (Серце Карла) – жовта і фіолетова, α Скорпіона (Антарес) – червона і бірюзова.

Існують зорі, подвійність яких не можна побачити навіть у найпотужніший телескоп. Зорі, подвійність яких можна виявити лише при дослідженні спектрограм, називаються спектрально–подвійними.

Затемнювано–подвійними називаються зорі, видима величина яких ритмічно змінюється внаслідок затемнення одного компонента іншим. Момент часу, коли система має найбільшу яскравість, називається епохою максимуму, а найменшу – епохою мінімуму. Різниця зоряних величин у максимумі та мінімумі блиску називається амплітудою, а проміжок часу між двома послідовними максимумами чи мінімумами – періодом затемнювано-змінної пари. Зірка, що має більшу світність – головна, слабкіша зоря – її супутник.

Тісні подвійні зорі. Якщо відстані між зорями сумірні з їхніми розмірами, то вони утворюють тісну пару. Форма компонентів такої подвійної пари суттєво змінюється припливними силами. У тісних парах між зорями можливий обмін речовиною.

Окрім фізичних зоряних пар, існують потрійні, чотирикратні і т.д. зорі Якщо кількість компонентів перевищує 10, то такі об'єкти називають зоряними скупченнями. Вважають, що у Всесвіті близько 30 % зір – одинарні, 50 % – подвійні, 20 % – зорі кратності 3 і вище. Досліджуючи елементи орбіт кратних зір, їхні спектри, періоди обертання, вдалося визначити маси їхніх компонентів.

Запитання для самоконтролю.

1. Що таке річний паралакс?

2. Які методи визначення відстаней до зір вам відомі?

3. Назвіть основні характеристики зір?

4. Моделі будови зір.

5. За якими ознаками зорі зараховують до подвійних?

6. Опишіть затемнювано-подвійну і спектрально-подвійну зорі.

7. Що вам відомо про тісні подвійні системи зір?

ЛЕКЦІЯ №11

План лекції.

1.Змінні зорі.

2.Нейтронні зорі. Чорні дірки.

3.Еволюція зір.

Література. Л5 (ст.139–147); Л4 (ст.100, 103–104)

1. Змінні зорі

Змінними називаються зорі, блиск яких змінюється з часом. Усі змінні зорі можна поділити на дві групи: затемнювано-змінні та фізичні змінні зорі.

Затемнювано-змінні або затемнювано-подвійні зорі – це зорі, видима величина яких ритмічно змінюється внаслідок затемнення одного компонента іншим. Зміну видимої зоряної величини таких зір від часу зображують у вигляді графіка т=m(t). Вигляд кривої залежить від розмірів,форми,маси, світності компонентів та відстані між ними. Для Алголя («диявол»)—β Персея— крива блиску зображена на мал.18.Цифри на графіку відповідають відповідним положенням компоненти на орбіті. Блиск змінюється від 2,2^m до 3,4^m з періодом
2 доби 20 годин 49 хв.

Фізично змінні зорі — зорі, зміна світності яких зумовлена процесами, що відбуваються в їхніх надрах.

У нашій Галактиці і за її межами виявлено десятки тисяч фізично змінних зір. Вони поділяються на дві основні групи: пульсуючі та спалахуючі. Окремим випадком спалахуючих змінних зір є нові та наднові зорі.

Пульсуючі змінні зорі. Причиною зміни світності пульсуючих зір є їх стискання та розширення. При стисканні зорі розміри її фотосфери зменшуються, температура зростає, тому підвищується світність та блиск. При розширенні, навпаки, температура і світність зменшуються. Пульсувати можуть лише гіганти та надгіганти.

Змінні пульсуючі зорі, блиск яких змінюється плавно і строго періодично, називаються цефеїдами. Назва походить від зорі σ Цефея — добре вивченої представниці цього класу зір (її змінність була відкрита в 1784 р. англ. Астрономом Дж. Гудрайком). Її видима зоряна величина змінюється від 3,5 до 4,4 з періодом 5 діб 8год 47хв. При цьому температура поверхні зорі коливається від 5500К до 6700К, а радіус від 35млн км до 39млн км.

Цефеїди належать до гігантів та надгігантів з великими світностями. Амплітуда зміни блиску різних цефеїд лежить у межах 0,5—2 зоряні величини. Найменшу амплітуду коливань має Полярна зоря — одна з найближчих цефеїд (її видима зоряна величина змінюється від 1,94 до 2,05 з періодом 3 доби 16год 5хв).

За періодом змінності цефеїди поділяються на довгоперіодичні (з періодом від 1доби до 70діб) та короткоперіодичні (від 80хв до 1доби).

Дивовижною властивістю цефеїд є те, що між світністю та періодом існує зв'язок: що більший період зміни блиску цефеїди, то вища її світність. Таким чином за відомим періодом цефеїди можна визначити її світність L і абсолютну зоряну величину М. Знаючи її видиму зоряну величину, знаходять відстань до зорі. Саме за цю властивість цефеїди називають маяками Всесвіту. Ці змінні зорі з високою світністю видно на значних відстанях далеко за межами нашої Галактики. Отже, за допомогою цефеїд можна визначити відстані до галактик.

Існують також змінні зорі з дуже великим періодом (від 70 до 1400 діб) і амплітудою від З^m до 10^m — міриди. До міридів належать червоні гіганти, що змінюють блиск на кілька зоряних величин з періодами від кілька місяців до 1,5 року. Назву цій групі дала зоря Міра (о Кита). її блиск за кожні 332 доби змінюється від 2^m до 10^m.

2. Наднові зорі. Чорні дірки.

На кінцевій стадії еволюції, після того як зоря вичерпає свої джерела енергії, вона починає охолоджуватись і стискатись. При цьому тиск газу сильно зростає. Якщо маса зорі невелика, то сили гравітації порівняно слабкі і стиск зорі (гравітаційний колапс) припиняється. Вона переходить у стійкий стан білого карлика. Але якщо маса перевищує деяке критичне значення, стиснення продовжується. При дуже високій густині електрони, з'єднуючись з протонами, утворюють нейтрони. Майже уся зоря складається з нейтронів, які настільки щільно притиснуті один до одного, що величезна зоряна маса зосереджується в дуже невеликій кулі радіусом кілька кілометрів і стиск припиняється. Густина такої кулі – нейтронної зорі – величезна навіть порівняно з густиною білих карликів, (перевищує 10 млн.т/см³).

Існування нейтронних зір передбачив ще в 1932 р. радянський фізик Л. Ландау (1908–1968), а 1934 року – В. Бааде і Ф. Цвиккі припустили, що ці зорі є залишками вибухів наднових. Після того, як виявили зв'язок пульсарів із залишками спалахів наднових зір, була висунута гіпотеза, що пульсари і нейтронні зорі – це одні й ті самі об'єкти.

Яким чином пульсари випромінюють електромагнітні хвилі? За законом збереження моменту кількості руху, із зменшенням радіуса зорі зростає швидкість її обертання. Тому період обертання нейтронної зорі зменшується до сотих секунди (характерний період змінності пульсарів). Якщо магнітна вісь зорі не збігається з віссю обертання, то пучки випромінювання будуть обертатися з періодом, рівним періоду обертання зорі. Отже, «пульсари» — не зовсім точна назва: вони не пульсують, а обертаються.

З охолодженням і перетворення на холодну нейтронну зорю на її поверхні утворюється надзвичайно тверда і міцна кора завтовшки близько 1 км. Вона має кристалічну структуру, складену переважно з ядер заліза, і в мільйон мільярдів разів міцніша за сталь.

Чорні діри

Якщо маса зорі буде настільки велика, що навіть утворення нейтронної зорі не зупинить гравітаційного колапсу, зоря стискається настільки, що навіть електромагнітні хвилі не здатні покинути таке тіло і воно стає невидимим для спостерігача, перетворившись на чорну діру. Сила тяжіння на поверхні чорної діри така велика, що навіть швидкості світла недостатньо, щоб його подолати.

Радіус, до якого повинна стиснутись зоря для того, щоб перетворитися на чорну діру, називається гравітаційним радіусом.

Для визначення гравітаційного радіуса прирівняємо кінетичну енергію тіла Е_к з масою m, кинутого вгору з початковою швидкістю υ, до його потенціальної енергії

Для Сонця гравітаційний радіус дорівнює 2,95км, для Землі – 0,886см.

Сфера, яка описується гравітаційним радіусом називається сферою Шварцшильда.

Поблизу чорних дір спостерігаються незвичайні фізичні процеси. Величезна сила тяжіння змінює геометрію простору і часу. Простір викривлюється і прямі лінії перестають бути прямими (неевклідова геометрія). Це виявляється у викривленні світлових променів, які проходять повз чорну діру. Промені закручуються вздовж спіралі, й світло наче засмоктується у гравітаційне провалля, з якого немає виходу. Окрім зміни траєкторії руху тіл та світлових променів, змінюється ритм часу. Час уповільнює свою течію біля чорної діри, а на її межі він зупиняється взагалі.

Як побачити об'єкт, який нічого не випромінює, а тільки поглинає? Вчені називають кілька способів виявлення чорних дір. По перше, чорна діра своїм гравітаційним полем суттєво змінює траєкторії близьких зір. Зафіксовані незрозумілі на перший погляд відхилення в русі видимих об'єктів астрономи пояснюють існування «невидимої» чорної діри. По–друге, чорні діри, наче пилососи, вбирають речовину. Речовина видимої зорі може перетікати на чорну діру, утворюючи так званий акреційний диск. Під дією сильної гравітації газ починає обертатись навколо чорної діри і поступово провалюється в неї. Газ перед падінням генерує потужне рентгенівське випромінювання, яке можна зареєструвати в космічних обсерваторіях. Таким джерелом рентгенівського випромінювання є об'єкт в сузір'ї Лебедя (ЛебідьХ–1). Це, імовірно, чорна діра розміром близько 30км і масою 10М₀ .

3. Еволюція зір.

Схема «Етапи еволюції зір»

Розділ астрономії, що вивчає походження об'єктів космосу, називається космогонією. Ще І. Ньютон довів, що рівномірний розподіл речовини у просторі є нестійким і під дією власної гравітації відбувається ущільнення газу. Утворені з газопилового середовища Галактики згустки, які стискаються своїм гравітаційним полем, називаються протозорями. При зменшенні об'єму температура протозорі зростає і вона інтенсивно випромінює в інфрачервоному діапазоні спектра. Тривалість цієї стадії залежить від маси — від сотень тисяч років (для масивних протозір) до сотень мільйонів років (для протозір, легших за Сонце). Коли температура в надрах протозорі сягає кількох мільйонів кельвінів, розпочинаються термоядерні реакції синтезу гелію, виділяється величезна енергія, значно зростає тиск в надрах. Відтепер сила газового тиску, що підтримується високою температурою, зрівноважує сили гравітації, і стискання припиняється. Протозоря сягає стану гравітаційної рівноваги і перетворюється на молоду зорю, яка відповідно до своєї маси і світності займає певне місце на головній послідовності діаграми «спектр — світність». Масивніші зорі випромінюють сильніше і належать до ранніх спектральних класів, а зорі малої маси, відповідно, розташовуються нижче від Сонця і належать до пізніх спектральних класів. Тривалість перебування зорі на головній послідовності залежить від запасів водню (термоядерного палива) у ядрі та інтенсивності його використання. Для зір типу Сонця цей процес триває близько 10 млрд років, а для зорі масою М (у масах Сонця)

t= Що легше зоря, то триваліший час вона перебуває на головній послідовності. Наприклад, блакитний гігант (М =20M₀) використовує свій запас енергії за 1,25млн років, а червоний карлик ( М = 0,5М_о ) – за 80млрд років.

Після вигорання водню в надрах зорі утворюється гелієве ядро, а термоядерні реакції відбуваються в тонкому шарі на його межі. При цьому оболонка зорі розширюється. Енергія, яка надходить з надр, тепер розподіляється на більшу площу, і тому температура фотосфери падає. Зоря сходить з головної послідовності, поступово перетворюючись на гігант або надгігант.

Якщо маса зорі незначна (М <1,4М₀), то її ядро не спроможне утримати роздуту оболонку і та поступово віддаляється, утворюючи планетарну туманність. Після остаточного розсіювання оболонки залишається лише гаряче ядро зорі – білий карлик. Ядерних джерел енергії в зорі немає, і вона ще дуже довго світить, повільно охолоджуючись. Такий шлях розвитку буде в Сонця: через 6–7млрд років: пройшовши стадію червоного гіганта, воно стане білим карликом.

Еволюція масивних зір (масою М > 1,4M₀) проходить бурхливіше. Наприкінці свого існування така зоря може вибухнути надновою, а її ядро, різко стиснувшись, стане нейтронною зорею (1,4М₀ < М < 2М₀ ) або чорною дірою (М > 2М₀ ) (див, схему).

Скинута під час вибуху наднової оболонка стає матеріалом для утворення зір наступного покоління. Під час розвитку зорі внаслідок ядерних реакцій у її надрах можуть утворюватись усі хімічні елементи таблиці Менделєєва, зокрема, й залізо. Більш важкі елементи синтезуються тільки під час вибуху наднових. Проникаючи у хмари газу і пилу, вони входять потім до складу зір другого покоління, які утворюються із вторинної речовини Всесвіту, а водночас – до складу планет. Є всі підстави вважати, що Сонце – зоря другого покоління, створена з попелу давно згаслих зір.

Запитання для самоконтролю

1. Що таке фізично змінні зорі?

2. Як визначають відстань до змінних зір?

3. Що таке нова зоря та наднова зоря?

4. Що таке пульсар?

5. Поясніть природу нейтронної зорі.

6. Поясніть природу чорної діри.

ЛЕКЦІЯ №12

План лекції.

1.Молочний Шлях.

2.Зоряні скупчення та асоціації

3.Міжзоряний простір. Туманності.

4.Будова Галактики, її спіральна структура.

5.Місце Сонця в нашій Галактиці.

Література. Л5 (ст.148–158)

1.Молочний Шлях.

Молочний Шлях – сріблясто-біла широка смуга, яка перетинає небесну сферу. Проходить в північній півкулі зоряного неба через сузір'я Близнюків, Тельця, Кассіопеї, Цефея, Лебедя, а далі роздвоюється і двома смугами проходить через сузір'я Орла, і далі в південній півкулі неба – через сузір'я Щита, Стрільця, Змієносця і Скорпіона. Описавши дугу на відстані 25° від південного полюса світу, в Україні він з'являється над горизонтом у сузір'ях Великого Пса і Єдинорога, переходячи в північну півкулю неба через сузір'я Оріона.

Наша зоряна система – Галактика – налічує сотні мільйонів зір різної світності та кольору. Більшість зірок зосереджена у Молочному Шляху. Молочний Шлях (в Україні його називають Чумацьким Шляхом) утворюють найближчі до нас зорі Галактики. Назва його походить від гр. galakticos – «молочний». Наше Сонце разом із планетною системою також входить до складу Галактики.

Уявна площина, що проходить через середину Молочного Шляху, називається галактичною площиною. З віддаленням від галактичної площини кількість зір на небесній сфері зменшується. Та й у самому Молочному Шляху світила розподілені нерівномірно. У сузір'ї Стрільця знаходиться надзвичайно збагачена зорями область Галактики – її центральна частіша, а в сузір'ях Візничого та Персея яскравість Молочного Шляху незначна – це периферія Галактики. Галактика дуже стиснута, має вигляд диска або двовипуклої лінзи. Сонце розташовано в середині Галактики, далеко від її центра, але і не на межі.

2. Зоряні скупчення та асоціації.

Зорі на небесній сфері розташовані нерівномірно, деякі з них утворюють тісні групи. В. Гершель назвав їх зоряними скупченнями.

Зоряні скупчення – це групи зір, пов'язаних загальним походженням, розташуванням у просторі і рухом, об'єднані силою всесвітнього тяжіння. Цим скупчення відрізняються від сузір'їв, які є результатом випадкового збігу положення зір на небі. Розрізняють два види зоряних скупчень: розсіяні та кулясті.

Розсіяні зоряні скупчення складаються з кількох десятків, сотень, іноді тисяч зір і мають неправильну форму. їхні діаметри становлять 10–20 св. р. Майже всі розсіяні зоряні скупчення знаходяться в районі Молочного Шляху або поблизу нього. їх виявлено близько 1200. Найбільш відомі серед них – Плеяди і Гіади у сузір'ї Тельця. До скупчення Гіади всього 40пк.

Розсіяні зоряні скупчення складаються переважно із зір головної послідовності, там практично немає червоних гігантів та надгігантів. Це свідчить про те, що вік цих утворень не більш ніж 1млрд років, тобто вони доволі «молоді». Маса розсіяних скупчень невелика, їх гравітаційне поле не може довго протидіяти руйнуванню скупчень. Проіснувавши кілька сот мільйонів років, вони «розчиняються» в океані Галактики. Спостереження вказують, що розсіяні зоряні скупчення розрізняються за хімічним складом: чим ближче до центра Галактики, тим більше в них важких елементів.

Кулясті зоряні скупчення мають сферичну або злегка сплюснуту форму та величезні розміри (до 300св. р.), складаються з сотень тисяч і навіть мільйонів зір, які групуються до центра.

На відміну від розсіяних, кулясті зоряні скупчення сконцентровані біля центра Галактики, який знаходиться у сузір'ї Стрільця, розташовані сферично–симетрично відносно нього. Нині відомо близько 150 кулястих зоряних скупчень, і відстані до них надзвичайно великі – тисячі парсек.

Кулясті скупчення – найстаріші об'єкти нашої Галактики, вони утворені одночасно з нею. Про поважний вік цих утворень свідчать, значна кількість червоних гігантів та величезна кількість маломасивних зір на пізніх етапах еволюції. Вік кулястих зоряних скупчень становить близько 12млрд років.

У кулястих зоряних скупченнях спостерігаються спалахи нових зір, зареєстровані джерела рентгенівського та радіовипромінювання – пульсари, виявлено дуже багато змінних зір – цефеїд. Саме за періодом зміни світності цефеїд вдалося визначити віддаленість кулястих зоряних скупчень від Сонця.

Народившись разом з Галактикою, кулясті зоряні скупчення практично зберегли хімічний склад тієї гігантської догалактичної хмари. Характерна особливість їх складу – низький вміст важких хімічних елементів, які утворюються лише на кінцевих стадіях еволюції зір.

Зоряні асоціації У 50–х роках XX ст. було відкрито новий вид зоряних утворень – зоряні асоціації. Вони більш розріджені, ніж скупчення, і більші за розміром (200 – 300 св. р.). Це наймолодші зоряні утворення, що складаються з дуже молодих зір. Асоціації об'єднують кілька одиниць або кілька десятків гарячих блакитних зір високої світності. Молоді біло–блакитні зорі (класів О і В) групуються в ОВ–асоціації, а молоді зорі типу Т–Тельця –– у Т–асоціації.

3. Міжзоряний простір і туманності.

Згідно з астрофізичними даними, 98 % маси усієї Галактики сконцентровано у зорях. Решта – 2 % речовини припадає на газ і пил. Вони надзвичайно розріджені (1 частинка на 10 см³) і розподілені нерівномірно в Галактиці. На світлому фоні Молочного Шляху можна побачити темні частині з незначною кількістю світил. А від сузір'я Лебедя в напрямі на сузір'я Скорпіона Молочний Шлях складається з двох гілок, розділених так званим Великим Провалом. Ця темна смуга – велетенське скупчення пилу, сконцентрованого поблизу галактичної площини. Газопилові хмари екранують світло зір, розташованих у них та за ними. Іноді з пилу і газу формуються туманності.

Міжзоряний простір заповнений газом і пилом. Основним компонентом є газ, що складається з атомів та молекул. Пил становить близько 1 % маси міжзоряного простору. Розрізняюсь хмари атомарного нейтрального водню та хмари молекулярного водню. Хмари атомарного нейтрального водню мають температуру близько 70 К (–200°С) і невелику густину (кілька десятків атомів в 1 см³ простору). Більш холодні і густі хмари молекулярного водню зовсім непрозорі для видимого світла. Саме в них і зосереджена більша частина холодного міжзоряного газу та пилу.

Величезні згущення пилу та газу, які мають неправильну форму, називаються дифузними туманностям. їхня маса може сягати 10 000 мас сонця, густина дуже мала (10–100 частинок в 1 см³), а розміри величезні (10–100пк). Вони непрозорі для світла далеких зір.

У дифузних газопилових туманностях виникають і формуються молоді зорі. Дифузні туманності поділяються на світлі і темні.

Значна кількість темних туманностей знаходиться у площині Молочного Шляху, що створює ефект Великого Провалу. Найвідоміші темні дифузні туманності – Вугільний Мішок у сузір'ї Стрільця, Кінська Голова у сузір'ї Оріона.

Якщо в туманності або біля неї є яскрава зоря, то газ і пил відбивають та розсіюють її світло. Туманність при цьому виглядає світлою.

Якщо поблизу газової туманності знаходиться гаряча блакитна зоря, то відбувається іонізація газу ультрафіолетовим випромінюванням, що змушує газ світитися так само, як це відбувається в полярних сяйвах на Землі. Тоді до відбитого пилом світла додається власне випромінювання газів туманності. Колір газових туманностей буває різним (зеленкуватий, рожевий та ін.) залежно від температури, густини та хімічного складу газу.

Найвідомішою серед світлих туманностей є велика туманність Оріона розміром близько 20 св. р. Відстань до неї 1000св. р.

Газові туманності бувають правильної форми: волокнисті та планетарні. Вважають, що вони формуються зі скинутих зорями оболонок на завершальних етапах розвитку.

Волокнисті туманності (напр. Крабоподібна туманність у сузір'ї Тельця) є залишками спалаху наднових зір. Планетарні туманності мають форму кільця, в центрі якого розташована зоря – білий карлик. Вони утворюються з оболонок, скинутих червоними гігантами. Такі туманності поширюються із швидкостями 20–40 км/с, через 10–20 тисяч років після виникнення вони розсіюються у просторі і стають невидимими. Планетарні туманності світяться за рахунок ультрафіолетового випромінювання тих зір, чиїми оболонками вони колись були (напр., Туманність Равлик із сузір'я Водолія).

Колообіг газу та пилу в Галактиці

Отже, зорі нашої Галактики, сформувавшись із газу та пилу в дифузних туманностях, на кінцевих стадіях розвитку скидаючи оболонку або вибухаючи, значну частину своєї речовини повертають у міжзоряний простір у вигляді волокнистих чи планетарних туманностей.

4. Будова Галактики та її спіральна структура.

При спостереженні за галактикою М31 Туманність Андромеди німецький астроном В.Бааде (1893–1960) припустив, що наша Галактика – Молочний Шлях – має подібну структуру. За сучасними уявленнями наша Галактика має дві складові – плоску і сферичну.

Сферична підсистема – гало чи корона – складається переважно з газу, газових хмар і дуже старих неяскравих зір, поодиноких або згрупованих у вигляді кулястих скупчень. Радіус гало, за даними космічного телескопа ім. Габбла, дорівнює 300000св. р. Об'єкти гало, концентруючись до центра Галактики, утворюють балдж (з англ. bulge – «опуклість») у межах кількох тисяч світлових років від центра Галактики. Рухаючись по витягнутих еліптичних орбітах, зорі гало дуже повільно обертаються навколо центра Галактики (мал. 19).

Центр симетрії гало Молочного Шляху збігається з центром галактичного диска. Вік населення гало перевищує 12 млрд років, його приймають за вік самої Галактики.

Плоска підсистема – диск – складається переважно з газу, молодих зір та їх скупчень віком не більш ніж 1 млрд років. Діаметр диска 100 000св.р., товщина центральної зони 10 000св.р, кількість зір у диска 400 млрд, а його маса 150млрд. M₀. Порівняно з гало диск обертається набагато швидше. До того ж, швидкість його обертання не однакова на різних відстанях від центра.

Ядро – центр Галактики – повністю приховане від нас товстим шаром поглинаючої матерії. Дослідження ядра стало можливим тільки в інфрачервоному та радіодіапазоні, хвилі яких поглинаються меншою мірою. Ядро, розташоване у напрямку сузір'я Стрільця, має діаметр 4000 св. р. Концентрація зір у ядрі дуже висока. Висунуто гіпотезу про існування в центрі Галактики дуже масивної чорної діри, оточеної щільним газопиловим диском. У центрі Галактики знаходиться яскраве радіоджерело Стрілець А, походження якого пов'язують з активністю ядра.

Спіральна структура Галактики

Наша Галактика має чітко виражену спіральну структуру. Доведено, що вона має дві спіральні гілки (або рукава). Вони сприймаються нами у вигляді Молочного Шляху. (Певний час вважалось, що існує 4 спіральних рукави, але тепер доведено, що два з них є розгалуженням одного з основних спіральних рукавів.) Швидкість обертання зір навколо центра Галактики різна. Із віддаленням від центра вона спочатку зростає, в околицях Сонця набуває найбільшого значення — 250км/с, а далі повільно зменшується.

Вздовж спіральних рукавів переважно зосереджені молоді зорі, розсіяні зоряні скупчення та асоціації, а також густі хмари міжзоряного газу, в яких триває утворення зір (населення І типу). В спіральних рукавах триває бурхливе життя.

Гало населяють переважно зорі кулястих скупчень (населення II типу). Вияви зоряної активності тут надзвичайно рідкі.

5. Місце Сонця в галактиці.