Presentazione sul tema “La Via Lattea è la nostra galassia. Presentazione sul tema "La nostra galassia. Via Lattea" Presentazione sulla fisica sul tema Via Lattea

Sulla Terra, un anno è il tempo impiegato dalla Terra per compiere una rivoluzione completa attorno al Sole. Ogni 365 giorni torniamo allo stesso punto. Il nostro sistema solare ruota allo stesso modo attorno a un buco nero situato al centro della galassia. Tuttavia, ci vogliono 250 milioni di anni per completare una rivoluzione completa. Cioè, da quando i dinosauri sono scomparsi, abbiamo fatto solo un quarto di rivoluzione completa. Le descrizioni del sistema solare raramente menzionano il fatto che esso si muove nello spazio, come ogni altra cosa nel nostro mondo. Rispetto al centro della Via Lattea, il sistema solare si muove ad una velocità di 792mila chilometri all'ora. Per mettere le cose in prospettiva, se ti muovessi alla stessa velocità, potresti fare il giro del mondo in 3 minuti. Il periodo di tempo durante il quale il Sole riesce a compiere una rivoluzione completa attorno al centro della Via Lattea è chiamato anno galattico. Si stima che il Sole abbia vissuto finora solo 18 anni galattici.

La struttura dell'Universo La struttura dell'Universo La Via Lattea dei tempi antichi La Via Lattea La Galassia contiene, secondo la stima più bassa, circa 200 miliardi di stelle. La maggior parte delle stelle ha la forma di un disco piatto. Nel gennaio 2009, la massa della Galassia era stimata in 3·10^12 masse solari, ovvero 6·10^42 kg.


Nucleo Nella parte centrale della Galassia c'è un ispessimento chiamato rigonfiamento, che ha un diametro di circa 8mila parsec. Al centro della Galassia sembra esserci un buco nero supermassiccio (Sagittario A*), attorno al quale ruota presumibilmente un buco nero di massa intermedia. La loro azione gravitazionale congiunta sulle stelle vicine fa sì che queste ultime si muovano lungo traiettorie insolite. balgemangl.buco nero supermassiccio Sagittario A* Il centro del nucleo galattico si trova nella costellazione del Sagittario (α = 265°, δ = 29°). La distanza dal Sole al centro della Galassia è 8,5 kiloparsec (2,62·10^17 km, o anni luce).


Braccia La Galassia appartiene alla classe delle galassie a spirale, il che significa che la Galassia ha bracci a spirale situati nel piano del disco. Il disco è immerso in un alone sferico e attorno ad esso c'è una corona sferica. Il sistema solare si trova a una distanza di 8,5 mila parsec dal centro galattico, vicino al piano della Galassia (lo spostamento rispetto al Polo Nord della Galassia è di soli 10 parsec), sul bordo interno del braccio chiamato braccio di Orione . Questa disposizione non consente di osservare visivamente la forma delle maniche. Nuovi dati provenienti dalle osservazioni del gas molecolare (CO) suggeriscono che la nostra Galassia ha due bracci, che iniziano da una barra nella parte interna della Galassia. Inoltre, ci sono un paio di maniche in più nella parte interna. Questi bracci si trasformano poi in una struttura a quattro bracci osservata nella linea dell’idrogeno neutro nelle parti esterne della Galassia. La Galassia appartiene alla classe delle galassie a spirale, il che significa che la Galassia ha bracci di spirale situati nel piano del disco. Il disco è immerso in un alone sferico e attorno ad esso c'è una corona sferica. Il sistema solare si trova a una distanza di 8,5 mila parsec dal centro galattico, vicino al piano della Galassia (lo spostamento rispetto al Polo Nord della Galassia è di soli 10 parsec), sul bordo interno del braccio chiamato braccio di Orione . Questa disposizione non consente di osservare visivamente la forma delle maniche. Nuovi dati provenienti dalle osservazioni del gas molecolare (CO) suggeriscono che la nostra Galassia ha due bracci, che iniziano da una barra nella parte interna della Galassia. Inoltre, ci sono un paio di maniche in più nella parte interna. Questi bracci si trasformano quindi in una struttura a quattro bracci osservata nella linea dell'idrogeno neutro nelle parti esterne della Galassia halocoronaSolar system Orion armhalocoronaSolar system Orion arm


Alone Un alone galattico è la componente invisibile di una galassia sferica che si estende oltre la parte visibile della galassia. È costituito principalmente da tenue gas caldo, stelle e materia oscura. Quest'ultimo costituisce la maggior parte della galassia.materia oscura sferica Alone galatticoL'alone galattico ha forma sferica, che si estende oltre la galassia per 510mila anni luce, e una temperatura di circa 5·10^5 K.



Storia della scoperta della Galassia La maggior parte dei corpi celesti sono combinati in vari sistemi rotanti. Pertanto, la Luna ruota attorno alla Terra, i satelliti dei pianeti giganti formano i propri sistemi, ricchi di corpi. Ad un livello più alto, la Terra e il resto dei pianeti ruotano attorno al Sole. Sorge spontanea una domanda: anche il Sole fa parte di un sistema ancora più grande? La maggior parte dei corpi celesti sono combinati in vari sistemi rotanti. Pertanto, la Luna ruota attorno alla Terra, i satelliti dei pianeti giganti formano i propri sistemi, ricchi di corpi. Ad un livello più alto, la Terra e il resto dei pianeti ruotano attorno al Sole. Sorge spontanea una domanda: anche il Sole fa parte di un sistema ancora più grande? LunaTerrasatelliti di pianeti gigantipianeti LunaTerrasatelliti di pianeti gigantipianeti Il primo studio sistematico di questo problema fu condotto nel XVIII secolo dall'astronomo inglese William Herschel. Contò il numero delle stelle nelle diverse zone del cielo e scoprì che nel cielo c'era un grande cerchio (in seguito fu chiamato equatore galattico), che divide il cielo in due parti uguali e su cui è maggiore il numero delle stelle . Inoltre, più la parte del cielo è vicina a questo cerchio, più stelle ci sono. Alla fine si scoprì che era su questo cerchio che si trovava la Via Lattea. Grazie a ciò, Herschel intuì che tutte le stelle da noi osservate formano un sistema stellare gigante, appiattito verso l'equatore galattico. Il primo studio sistematico di questo problema fu condotto nel XVIII secolo dall'astronomo inglese William Herschel. Contò il numero delle stelle nelle diverse zone del cielo e scoprì che nel cielo c'era un grande cerchio (in seguito fu chiamato equatore galattico), che divide il cielo in due parti uguali e su cui è maggiore il numero delle stelle . Inoltre, più la parte del cielo è vicina a questo cerchio, più stelle ci sono. Alla fine si scoprì che era su questo cerchio che si trovava la Via Lattea. Grazie a ciò, Herschel intuì che tutte le stelle che abbiamo osservato formano un sistema stellare gigante, che è appiattito verso l'equatore galattico. Le nebulose della Via Lattea dell'equatore galattico di William Herschel del XVIII secolo possono essere galassie come la Via Lattea. Già nel 1920 la questione dell'esistenza di oggetti extragalattici fece discutere (ad esempio, il famoso Grande Dibattito tra Harlow Shapley e Heber Curtis; il primo difese l'unicità della nostra Galassia). L'ipotesi di Kant fu finalmente dimostrata solo negli anni '20, quando Edwin Hubble riuscì a misurare la distanza di alcune nebulose a spirale e dimostrò che, a causa della loro distanza, non possono far parte della Galassia. Inizialmente si presumeva che tutti gli oggetti nell'Universo facessero parte della nostra Galassia, sebbene Kant suggerì anche che alcune nebulose potessero essere galassie simili alla Via Lattea. Già nel 1920 la questione dell'esistenza di oggetti extragalattici fece discutere (ad esempio, il famoso Grande Dibattito tra Harlow Shapley e Heber Curtis; il primo difese l'unicità della nostra Galassia). L'ipotesi di Kant fu finalmente dimostrata solo negli anni '20, quando Edwin Hubble riuscì a misurare la distanza di alcune nebulose a spirale e a dimostrare che, a causa della loro distanza, non possono far parte della Galassia. Kant 1920 Grande controversia Harlow Shapley di Geber Curtis Edwin Hubble Kant 1920 Grande controversia Harlow Shapley Geber Curtis Edwin Hubble




Primi tentativi di classificazione I tentativi di classificare le galassie iniziarono contemporaneamente alla scoperta delle prime nebulose a spirale da parte di Lord Ross nel Tuttavia a quel tempo la teoria prevalente era che tutte le nebulose appartenessero alla nostra Galassia. Il fatto che un certo numero di nebulose siano di natura non galattica fu dimostrato solo da E. Hubble nel 1924. Pertanto, le galassie furono classificate allo stesso modo delle nebulose galattiche o delle nebulose con uno schema a spirale da Lord Ross in Our Galaxy di E. Hubble nel 1924. Le prime indagini fotografiche erano dominate da nebulose a spirale, che consentivano di distinguerle in. una classe separata. Nel 1888, A. Roberts effettuò un'indagine approfondita del cielo, a seguito della quale furono scoperte un gran numero di nebulose fusiformi ellittiche prive di struttura e molto allungate. Nel 1918, G. D. Curtis identificò le eliche barrate con una struttura a forma di anello come un gruppo separato di gruppi Φ. Inoltre, interpretò le nebulose fusiformi come spirali visibili di taglio 1888 A. Robertsellittiche fusiformi senza struttura 1918 G. Maglione di D. Curtis


Classificazione di Harvard Tutte le galassie nella classificazione di Harvard sono state divise in 5 classi: Tutte le galassie nella classificazione di Harvard sono state divise in 5 classi: Galassie di classe A più luminose di 12 m Galassie di classe A più luminose di 12 mm Galassie di classe B da 12 a 14 m Galassie di classe B da 12 m a 14mm Galassie di classe C da 14m a 16m Galassie di classe C da 14m a 16mm Galassie di classe D da 16m a 18m Galassie di classe D da 16m a 18mm Galassie di classe E da 18m a 20m Galassie di classe E da 18m a 20mm




Galassie ellittiche Le galassie ellittiche hanno una forma ellittica liscia (da molto appiattita a quasi circolare) senza caratteristiche distintive con una diminuzione uniforme della luminosità dal centro alla periferia. Sono designati dalla lettera E e da un numero, che è un indice dell'oblatezza della galassia. Quindi, una galassia rotonda verrà designata E0, mentre una galassia in cui uno dei semiassi maggiori è due volte più grande dell'altro verrà designata E5. Le galassie ellittiche hanno una forma ellittica liscia (da molto oblata a quasi circolare) senza caratteristiche distintive con una diminuzione uniforme della luminosità dal centro alla periferia. Sono designati dalla lettera E e da un numero, che è un indice dell'oblatezza della galassia. Quindi, una galassia rotonda sarà designata E0, mentre una galassia in cui uno dei semiassi maggiori è due volte più grande dell'altro sarà designata E5. Galassie ellittiche Galassie ellittiche M87


Galassie a spirale Le galassie a spirale sono costituite da un disco appiattito di stelle e gas, al centro del quale si trova una condensazione sferica chiamata rigonfiamento, e un esteso alone sferico. Nel piano del disco si formano bracci di spirale luminosi, costituiti principalmente da giovani stelle, gas e polvere. Hubble ha diviso tutte le galassie a spirale conosciute in spirali normali (indicate con il simbolo S) e spirali barrate (SB), che nella letteratura russa sono spesso chiamate galassie barrate o incrociate. Nelle spirali normali, i bracci della spirale si estendono tangenzialmente da un nucleo centrale luminoso e si estendono per tutto un giro. Il numero di rami può essere diverso: 1, 2, 3,... ma molto spesso ci sono galassie con solo due rami. Nelle galassie incrociate, i bracci di spirale si estendono ad angolo retto dalle estremità della barra. Tra queste ci sono anche galassie con un numero di rami diverso da due, ma, per la maggior parte, le galassie incrociate hanno due rami a spirale. I simboli a, b o c vengono aggiunti a seconda che i bracci della spirale siano strettamente avvolti o sfilacciati, o in base al rapporto tra le dimensioni del nucleo e del rigonfiamento. Pertanto, le galassie Sa sono caratterizzate da un ampio rigonfiamento e da una struttura regolare strettamente contorta, mentre le galassie Sc sono caratterizzate da un piccolo rigonfiamento e da una struttura a spirale irregolare. La sottoclasse Sb comprende galassie che, per qualche motivo, non possono essere classificate in una delle sottoclassi estreme: Sa o Sc. Pertanto, la galassia M81 ha un grande rigonfiamento e una struttura a spirale irregolare. Le galassie a spirale sono costituite da un disco appiattito di stelle e gas, al centro del quale si trova una condensazione sferica chiamata rigonfiamento e un ampio alone sferico. Nel piano del disco si formano bracci di spirale luminosi, costituiti principalmente da giovani stelle, gas e polvere. Hubble ha diviso tutte le galassie a spirale conosciute in spirali normali (indicate con il simbolo S) e spirali barrate (SB), che nella letteratura russa sono spesso chiamate galassie barrate o incrociate. Nelle spirali normali, i bracci della spirale si estendono tangenzialmente da un nucleo centrale luminoso e si estendono per tutto un giro. Il numero di rami può essere diverso: 1, 2, 3,... ma molto spesso ci sono galassie con solo due rami. Nelle galassie incrociate, i bracci di spirale si estendono ad angolo retto dalle estremità della barra. Tra queste ci sono anche galassie con un numero di rami diverso da due, ma, per la maggior parte, le galassie incrociate hanno due rami a spirale. I simboli a, b o c vengono aggiunti a seconda che i bracci della spirale siano strettamente avvolti o irregolari, o in base al rapporto tra le dimensioni del nucleo e del rigonfiamento. Pertanto, le galassie Sa sono caratterizzate da un ampio rigonfiamento e da una struttura regolare strettamente contorta, mentre le galassie Sc sono caratterizzate da un piccolo rigonfiamento e da una struttura a spirale irregolare. La sottoclasse Sb comprende galassie che, per qualche motivo, non possono essere classificate in una delle sottoclassi estreme: Sa o Sc. Pertanto, la galassia M81 ha un grande rigonfiamento e una struttura a spirale irregolare. Barra dell'alone di rigonfiamento delle galassie a spirale Barra dell'alone di rigonfiamento delle galassie a spirale




Galassie irregolari o irregolari Le galassie irregolari o irregolari sono galassie prive sia di simmetria rotazionale che di un nucleo significativo. Un tipico rappresentante delle galassie irregolari sono le Nubi di Magellano. Esisteva persino il termine “nebulose di Magellano”. Le galassie irregolari sono disponibili in una varietà di forme, sono tipicamente di piccole dimensioni e contengono abbondanza di gas, polvere e stelle giovani. Sono designate I. A causa del fatto che la forma delle galassie irregolari non è ben definita, le galassie irregolari sono spesso classificate come galassie particolari. Le galassie irregolari o irregolari sono galassie prive sia di simmetria rotazionale che di un nucleo significativo. Un tipico rappresentante delle galassie irregolari sono le Nubi di Magellano. Esisteva persino il termine “nebulose di Magellano”. Le galassie irregolari sono disponibili in una varietà di forme, sono tipicamente di piccole dimensioni e contengono abbondanza di gas, polvere e stelle giovani. Sono designate I. A causa del fatto che la forma delle galassie irregolari non è ben definita, le galassie irregolari sono spesso classificate come galassie particolari. Galassie irregolari o irregolari Nubi di Magellano galassie peculiari Galassie irregolari o irregolari Nubi di Magellano galassie peculiari M82


Galassie lenticolari Le galassie lenticolari sono galassie a disco (come le galassie a spirale) che hanno esaurito o perso la loro materia interstellare (come le galassie ellittiche). Nei casi in cui la galassia è rivolta verso l'osservatore, è spesso difficile distinguere chiaramente tra galassie lenticolari ed ellittiche a causa dell'assenza di caratteristiche dei bracci a spirale della galassia lenticolare. Le galassie lenticolari sono galassie a disco (come le galassie a spirale) che hanno esaurito o perso la loro materia interstellare (come le galassie ellittiche). Nei casi in cui la galassia è rivolta verso l'osservatore, è spesso difficile distinguere chiaramente tra galassie lenticolari ed ellittiche a causa dell'assenza di caratteristiche dei bracci a spirale della galassia lenticolare. galassie a disco e materia interstellare galassie a disco e materia interstellare NGC 5866




Un buco nero è una regione dello spazio-tempo la cui attrazione gravitazionale è così forte che persino gli oggetti che si muovono alla velocità della luce (compresi i quanti di luce stessi) non possono lasciarla. Un buco nero è una regione dello spazio-tempo, la cui attrazione gravitazionale è così forte che anche gli oggetti che si muovono alla velocità della luce (compresi i quanti di luce stessi) non possono lasciare l'attrazione gravitazionale dello spazio-tempo alla velocità dei quanti della luce di luce spazio-tempo attrazione gravitazionale alla velocità della luce quanti di luce Il confine di questa regione è chiamato orizzonte degli eventi e la sua dimensione caratteristica è il raggio gravitazionale. Nel caso più semplice di un buco nero a simmetria sferica, è uguale al raggio di Schwarzschild. La questione della reale esistenza dei buchi neri è strettamente correlata a quanto sia corretta la teoria della gravità, da cui segue la loro esistenza. Nella fisica moderna, la teoria standard della gravità, meglio confermata sperimentalmente, è la teoria della relatività generale (GTR), che prevede con sicurezza la possibilità della formazione di buchi neri (ma la loro esistenza è possibile anche nell'ambito di altri (non tutti ) modelli, vedere: Teorie alternative della gravità). Pertanto, i dati osservativi vengono analizzati e interpretati, innanzitutto, nel contesto della relatività generale, sebbene, in senso stretto, questa teoria non sia confermata sperimentalmente per condizioni corrispondenti alla regione dello spazio-tempo nelle immediate vicinanze dei buchi neri di origine stellare. masse (tuttavia è ben confermato in condizioni corrispondenti a buchi neri supermassicci). Pertanto, le affermazioni sulla prova diretta dell'esistenza dei buchi neri, incluse in questo articolo qui sotto, in senso stretto, dovrebbero essere intese nel senso di conferma dell'esistenza di oggetti astronomici che sono così densi e massicci, oltre ad avere qualche altra osservabilità proprietà, che possono essere interpretate come la teoria generale della relatività dei buchi neri. Il confine di quest'area è chiamato orizzonte degli eventi e la sua dimensione caratteristica è chiamata raggio gravitazionale. Nel caso più semplice di un buco nero a simmetria sferica, è uguale al raggio di Schwarzschild. La questione della reale esistenza dei buchi neri è strettamente correlata a quanto sia corretta la teoria della gravità, da cui segue la loro esistenza. Nella fisica moderna, la teoria standard della gravità, meglio confermata sperimentalmente, è la teoria della relatività generale (GTR), che prevede con sicurezza la possibilità della formazione di buchi neri (ma la loro esistenza è possibile anche nell'ambito di altri (non tutti ) modelli, vedere sotto). : Teorie alternative della gravità). Pertanto, i dati osservativi vengono analizzati e interpretati, innanzitutto, nel contesto della relatività generale, sebbene, in senso stretto, questa teoria non sia confermata sperimentalmente per condizioni corrispondenti alla regione dello spazio-tempo nelle immediate vicinanze dei buchi neri di origine stellare. masse (tuttavia è ben confermato in condizioni corrispondenti a buchi neri supermassicci). Pertanto, le affermazioni sulla prova diretta dell'esistenza dei buchi neri, incluse in questo articolo qui sotto, in senso stretto, dovrebbero essere intese nel senso di conferma dell'esistenza di oggetti astronomici che sono così densi e massicci, oltre ad avere qualche altra osservabilità proprietà, che possono essere interpretate come buchi neri teoria generale della relatività.orizzonte degli eventiraggio gravitazionaleteoria della gravità del raggio di Schwarzschildteoria generale della relativitàteorie alternative della gravitàorizzonte degli eventiraggio gravitazionaleteoria della gravità del raggio di Schwarzschildteoria generale della relativitàTeorie alternative della gravità




Una magnetar o magnetar è una stella di neutroni che ha un campo magnetico eccezionalmente forte (fino a 1011 Tesla). L'esistenza teorica delle magnetar fu prevista nel 1992, e la prima prova della loro reale esistenza fu ottenuta nel 1998 quando un potente lampo di raggi gamma e raggi X fu osservato dalla sorgente SGR nella costellazione dell'Aquila. La vita delle magnetar è breve, dura circa anni. Le magnetar sono un tipo di stella di neutroni poco studiato perché poche sono abbastanza vicine alla Terra. Le magnetar hanno un diametro di circa 20 km, ma la maggior parte ha masse superiori a quella del Sole. La magnetar è così compressa che un pisello della sua materia peserebbe più di 100 milioni di tonnellate. La maggior parte delle magnetar conosciute ruotano molto rapidamente, almeno diverse rotazioni attorno al proprio asse al secondo. Il ciclo di vita di una magnetar è piuttosto breve. I loro forti campi magnetici scompaiono dopo circa anni, dopodiché cessano la loro attività e l'emissione di raggi X. Secondo un'ipotesi, nella nostra galassia potrebbero essersi formati fino a 30 milioni di magnetar durante la sua intera esistenza. Le magnetar sono formate da stelle massicce con una massa iniziale di circa 40 M. Una magnetar o magnetar è una stella di neutroni che ha un campo magnetico eccezionalmente forte (fino a 1011 Tesla). L'esistenza teorica delle magnetar fu prevista nel 1992, e la prima prova della loro reale esistenza fu ottenuta nel 1998 quando un potente lampo di raggi gamma e raggi X fu osservato dalla sorgente SGR nella costellazione dell'Aquila. La vita delle magnetar è breve, dura circa anni. Le magnetar sono un tipo di stella di neutroni poco studiato perché poche sono abbastanza vicine alla Terra. Le magnetar hanno un diametro di circa 20 km, ma la maggior parte ha masse superiori a quella del Sole. La magnetar è così compressa che un pisello della sua materia peserebbe più di 100 milioni di tonnellate. La maggior parte delle magnetar conosciute ruotano molto rapidamente, almeno diverse rotazioni attorno al proprio asse al secondo. Il ciclo di vita di una magnetar è piuttosto breve. I loro forti campi magnetici scompaiono dopo circa anni, dopodiché cessano la loro attività e l'emissione di raggi X. Secondo un'ipotesi, nella nostra galassia potrebbero essersi formati fino a 30 milioni di magnetar durante la sua intera esistenza. Le magnetar sono formate da stelle massicce con una massa iniziale di circa 40 M. campo magnetico di una stella di neutroni T19921998 radiazione di raggi gamma SGR Eagle stelle di neutroni TerraSunour galassiacampo magnetico di una stella di neutroni T19921998 radiazione di raggi gammaSGR Eagle stelle di neutroni TerraSunour galassia Shock formati sulla superficie della magnetar causa enormi fluttuazioni nelle stelle e, a Inoltre, le fluttuazioni del campo magnetico che le accompagnano spesso portano a enormi esplosioni di radiazioni gamma, registrate sulla Terra nel 1979, 1998 e 2004. Il campo magnetico di una stella di neutroni è un milione di milioni di volte maggiore del campo magnetico della Terra. I tremori formati sulla superficie della magnetar provocano enormi fluttuazioni nella stella e le fluttuazioni del campo magnetico che le accompagnano spesso portano a enormi esplosioni. di radiazioni gamma registrate sulla Terra nel 1979, 1998 e 2004. Il campo magnetico di una stella di neutroni è un milione di milioni di volte maggiore del campo magnetico terrestre.
Una pulsar è una sorgente cosmica di radiazioni radio (radio pulsar), ottiche (pulsar ottica), raggi X (pulsar a raggi X) e/o gamma (pulsar gamma) che arrivano sulla Terra sotto forma di esplosioni periodiche (impulsi). Secondo il modello astrofisico dominante, le pulsar sono stelle di neutroni rotanti con un campo magnetico inclinato rispetto all'asse di rotazione, che provoca la modulazione della radiazione che arriva sulla Terra. La prima pulsar fu scoperta nel giugno 1967 da Jocelyn Bell, una studentessa laureata di E. Hewish, al Meridian Radio Telescope del Mallard Radio Astronomy Observatory, Università di Cambridge, ad una lunghezza d'onda di 3,5 m (85,7 MHz). Per questo risultato eccezionale, Hewish ricevette il Premio Nobel nel 1974. I nomi moderni di questa pulsar sono PSR B o PSR J. Pulsar è una sorgente cosmica di radiazioni radio (radio pulsar), ottiche (pulsar ottica), raggi X (pulsar a raggi X) e/o gamma (pulsar gamma) provenienti alla Terra sotto forma di esplosioni periodiche (impulsi). Secondo il modello astrofisico dominante, le pulsar sono stelle di neutroni rotanti con un campo magnetico inclinato rispetto all'asse di rotazione, che provoca la modulazione della radiazione che arriva sulla Terra. La prima pulsar fu scoperta nel giugno 1967 da Jocelyn Bell, una studentessa laureata di E. Hewish, al Meridian Radio Telescope del Mallard Radio Astronomy Observatory, Università di Cambridge, ad una lunghezza d'onda di 3,5 m (85,7 MHz). Per questo risultato eccezionale, Hewish ricevette il Premio Nobel nel 1974. I nomi moderni di questa pulsar sono PSR B o PSR J pulsar radio-radio cosmica pulsar ottica raggi x pulsar raggi x pulsar gamma-gamma impulsi periodici terrestri stelle di neutroni astrofisiche campi magnetici modulazione rotazionale 1967 Jocelyn Bella studentessa laureata E. Radiotelescopio Huish Mallard Osservatorio radioastronomico Cambridge University lunghezza d'onda 1974 Premio Nobel PSR B spazio radio-radio pulsar ottico pulsar ottico raggi X pulsar raggi X pulsar gamma-gamma impulsi periodici terrestri astrofisica stelle di neutroni campi magnetici modulazione di rotazione 1967 Jocelyn Bella studentessa laureata E . Radiotelescopio Hewish Mallard Radio Astronomy Observatory, Università di Cambridge Lunghezza d'onda 1974 Premio Nobel PSR B I risultati dell'osservazione furono tenuti segreti per diversi mesi e alla prima pulsar scoperta fu dato il nome LGM-1 (abbreviazione di Little Green Men). Questo nome è stato associato al presupposto che questi impulsi strettamente periodici di emissione radio siano di origine artificiale. Tuttavia, non è stato rilevato uno spostamento della frequenza Doppler (tipico di una sorgente in orbita attorno a una stella). Inoltre, il gruppo di Huish ha trovato altre 3 fonti di segnali simili. Successivamente, l'ipotesi sui segnali di una civiltà extraterrestre scomparve e nel febbraio 1968 sulla rivista Nature apparve un rapporto sulla scoperta di sorgenti radio extraterrestri in rapido cambiamento di natura sconosciuta con una frequenza altamente stabile. I risultati dell'osservazione furono tenuti segreti per diversi mesi e alla prima pulsar scoperta fu dato il nome LGM-1 (abbreviazione di Little Green Men). Questo nome è stato associato al presupposto che questi impulsi strettamente periodici di emissione radio siano di origine artificiale. Tuttavia, non è stato rilevato uno spostamento della frequenza Doppler (tipico di una sorgente in orbita attorno a una stella). Inoltre, il gruppo di Huish ha trovato altre 3 fonti di segnali simili. Successivamente, l'ipotesi sui segnali di una civiltà extraterrestre scomparve e nel febbraio 1968 sulla rivista Nature apparve un messaggio sulla scoperta di sorgenti radio extraterrestri in rapido cambiamento di natura sconosciuta con una frequenza altamente stabile degli omini verdi con spostamento Doppler 1968 Natura piccoli omini verdi spostamento Doppler 1968 Natura Il messaggio ha suscitato scalpore a livello scientifico. Alla fine del 1968 vari osservatori in tutto il mondo avevano scoperto altri 58 oggetti chiamati pulsar, il numero di pubblicazioni ad essi dedicate nei primi anni dopo la scoperta ammontava a diverse centinaia; Gli astrofisici giunsero presto a un consenso generale sul fatto che una pulsar, o più precisamente una radiopulsar, fosse una stella di neutroni. Emette flussi di emissioni radio strettamente diretti e, come risultato della rotazione della stella di neutroni, il flusso entra nel campo visivo di un osservatore esterno a intervalli regolari, formando così impulsi pulsar. Il messaggio ha suscitato scalpore scientifico. Alla fine del 1968 vari osservatori in tutto il mondo avevano scoperto altri 58 oggetti chiamati pulsar, il numero di pubblicazioni ad essi dedicate nei primi anni dopo la scoperta ammontava a diverse centinaia; Gli astrofisici giunsero presto a un consenso generale sul fatto che una pulsar, o più precisamente una radiopulsar, fosse una stella di neutroni. Emette flussi di emissioni radio strettamente diretti e, come risultato della rotazione della stella di neutroni, il flusso entra nel campo visivo di un osservatore esterno a intervalli regolari, formando così impulsi pulsar. I più vicini si trovano a una distanza di circa 0,12 kpc (circa 390 anni luce) dal Sole. Nel 2008 sono già note circa 1.790 radiopulsar (secondo il catalogo ATNF). I più vicini si trovano a una distanza di circa 0,12 kpc (circa 390 anni luce) dal Sole. Come le pulsar radio e a raggi X, sono stelle di neutroni altamente magnetizzate. A differenza delle radiopulsar, che consumano la propria energia rotazionale sulla radiazione, le pulsar a raggi X emettono a causa dell'accrescimento di materia da una stella vicina, che riempie il suo lobo di Roche e, sotto l'influenza della pulsar, si trasforma gradualmente in una nana bianca. Di conseguenza, la massa della pulsar cresce lentamente, il suo momento di inerzia e la frequenza di rotazione aumentano, mentre le radio pulsar, al contrario, rallentano nel tempo. Una pulsar ordinaria ruota in un tempo che va da pochi secondi a qualche decimo di secondo, mentre una pulsar a raggi X ruota centinaia di volte al secondo. Qualche tempo dopo furono scoperte fonti di radiazioni periodiche di raggi X, chiamate pulsar a raggi X. Come le pulsar radio e a raggi X, sono stelle di neutroni altamente magnetizzate. A differenza delle radiopulsar, che consumano la propria energia rotazionale sulla radiazione, le pulsar a raggi X emettono a causa dell'accrescimento di materia da una stella vicina, che riempie il suo lobo di Roche e, sotto l'influenza della pulsar, si trasforma gradualmente in una nana bianca. Di conseguenza, la massa della pulsar cresce lentamente, il suo momento di inerzia e la frequenza di rotazione aumentano, mentre le radio pulsar, al contrario, rallentano nel tempo. Una pulsar ordinaria ruota in un tempo che va da pochi secondi a qualche decimo di secondo, mentre una pulsar a raggi X ruota centinaia di volte al secondo. Accrescimento di pulsar a raggi X cavità di Rocham Momento di inerzia frequenza di rotazione Accrescimento di pulsar a raggi X cavità di Rocham Momento di inerzia frequenza di rotazione




Quando le sere d'autunno diventano buie, un'ampia striscia tremolante può essere chiaramente visibile nel cielo stellato. Questa è la Via Lattea, un arco gigante che abbraccia l'intero cielo. La Via Lattea è chiamata il "Fiume Celeste" nelle leggende cinesi. Gli antichi Greci e Romani la chiamavano la “Via Celeste”. Il telescopio ha permesso di scoprire la natura della Via Lattea. Questo è il bagliore di una miriade di stelle, così lontane da noi che singolarmente non possono essere distinte ad occhio nudo.


Il diametro della Galassia è di circa 30mila parsec (nell'ordine degli anni luce) La Galassia contiene, secondo la stima più bassa, circa 200 miliardi di stelle (le stime moderne vanno da 200 a 400 miliardi) A gennaio 2009, la massa di la Galassia è stimata 3×1012 massa del Sole, ovvero 6×1042 kg. La maggior parte della massa della Galassia non è contenuta nelle stelle e nel gas interstellare, ma in un alone non luminoso di materia oscura.


Nella parte centrale della Galassia c'è un ispessimento chiamato rigonfiamento, che ha un diametro di circa 8mila parsec. Al centro della Galassia sembra esserci un buco nero supermassiccio (Sagittario A*), attorno al quale ruota presumibilmente un buco nero di media massa


La Galassia appartiene alla classe delle galassie a spirale, il che significa che la Galassia ha bracci di spirale situati nel piano del disco. Nuovi dati provenienti da osservazioni di gas molecolare (CO) suggeriscono che la nostra Galassia ha due bracci che iniziano in una barra all'interno parte della Galassia. Inoltre, ci sono un paio di maniche in più nella parte interna. Questi bracci si trasformano poi in una struttura a quattro bracci osservata nella linea dell’idrogeno neutro nelle parti esterne della Galassia.




La Via Lattea si osserva nel cielo come una striscia biancastra diffusa, debolmente luminosa, che passa approssimativamente lungo il cerchio massimo della sfera celeste. Nell'emisfero settentrionale, la Via Lattea attraversa le costellazioni dell'Aquila, del Sagittario, del Galletto, del Cigno, di Cefeo, di Cassiopea, del Perseo, dell'Auriga, del Toro e dei Gemelli; nel sud Unicorno, Cacca, Vele, Croce del Sud, Bussola, Triangolo del Sud, Scorpione e Sagittario. Il centro galattico si trova in Sagittario.


La maggior parte dei corpi celesti sono combinati in vari sistemi rotanti. Pertanto, la Luna ruota attorno alla Terra, i satelliti dei pianeti giganti formano i propri sistemi, ricchi di corpi. Ad un livello più alto, la Terra e il resto dei pianeti ruotano attorno al Sole. Sorge spontanea una domanda: anche il Sole fa parte di un sistema ancora più grande? Il primo studio sistematico di questo problema fu condotto nel XVIII secolo dall'astronomo inglese William Herschel.


Contò il numero delle stelle nelle diverse zone del cielo e scoprì che nel cielo c'era un grande cerchio (in seguito fu chiamato equatore galattico), che divide il cielo in due parti uguali e su cui è maggiore il numero delle stelle . Inoltre, più la parte del cielo è vicina a questo cerchio, più stelle ci sono. Alla fine si scoprì che era su questo cerchio che si trovava la Via Lattea. Grazie a ciò, Herschel intuì che tutte le stelle da noi osservate formano un sistema stellare gigante, appiattito verso l'equatore galattico.


La storia della formazione delle galassie non è ancora del tutto chiara. In origine, la Via Lattea conteneva molta più materia interstellare (soprattutto sotto forma di idrogeno ed elio) rispetto a quella attuale, che veniva, e continua ad essere, utilizzata per formare stelle. Non c’è motivo di credere che questa tendenza cambierà, quindi nel corso di miliardi di anni dovremmo aspettarci un ulteriore calo nella formazione stellare naturale. Attualmente, le stelle si formano principalmente nelle braccia della Galassia.



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In cosa è composta la Galassia? Nel 1609, quando il grande italiano Galileo Galilei fu il primo a puntare un telescopio verso il cielo, fece subito una grande scoperta: capì cos'era la Via Lattea. Usando il suo primitivo telescopio, riuscì a separare le nubi più luminose della Via Lattea in singole stelle! Ma dietro di loro scorse nuvole più fioche, ma non riuscì a risolvere il loro mistero, sebbene giunse giustamente alla conclusione che anche loro dovessero essere costituite da stelle. Oggi sappiamo che aveva ragione.

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La Via Lattea è in realtà composta da 200 miliardi di stelle. E il Sole con i suoi pianeti è solo uno di questi. Allo stesso tempo, il nostro sistema solare si allontana dal centro della Via Lattea di circa due terzi del suo raggio. Viviamo alla periferia della nostra Galassia. La Via Lattea ha la forma di un cerchio. Al suo centro, le stelle sono più dense e formano un enorme ammasso denso. I confini esterni del cerchio sono notevolmente smussati e diventano più sottili ai bordi. Se vista dall'esterno, la Via Lattea assomiglia probabilmente al pianeta Saturno con i suoi anelli.

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Nebulose di gas Successivamente si scoprì che la Via Lattea non è costituita solo da stelle, ma da nubi di gas e polvere che ruotano lentamente e in modo casuale. Tuttavia, in questo caso, le nubi di gas si trovano solo all'interno del disco. Alcune nebulose di gas brillano di luce multicolore. Una delle più famose è la nebulosa nella costellazione di Orione, visibile anche ad occhio nudo. Oggi sappiamo che tali nebulose gassose o diffuse servono da culla per le giovani stelle.

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La Via Lattea circonda la sfera celeste in un cerchio massimo. I residenti dell'emisfero settentrionale della Terra, nelle sere d'autunno, riescono a vedere quella parte della Via Lattea che passa attraverso Cassiopea, Cefeo, Cigno, Aquila e Sagittario, e al mattino compaiono altre costellazioni. Nell'emisfero australe della Terra, la Via Lattea si estende dalla costellazione del Sagittario alle costellazioni dello Scorpione, della Bussola, del Centauro, della Croce del Sud, della Carena, del Sagittario.

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La Via Lattea, che attraversa la dispersione stellata dell'emisfero meridionale, è sorprendentemente bella e luminosa. Ci sono molte nubi stellari luminose nelle costellazioni del Sagittario, dello Scorpione e dello Scuto. È in questa direzione che si trova il centro della nostra Galassia. In questa stessa parte della Via Lattea, nuvole scure di polvere cosmica - nebulose oscure - risaltano in modo particolarmente chiaro. Se non fossero presenti queste nebulose scure e opache, la Via Lattea verso il centro della Galassia sarebbe mille volte più luminosa. Osservando la Via Lattea, non è facile immaginare che sia composta da tante stelle indistinguibili ad occhio nudo. Ma la gente lo ha capito molto tempo fa. Una di queste ipotesi è attribuita allo scienziato e filosofo dell'antica Grecia, Democrito. Visse quasi duemila anni prima di Galileo, che per primo dimostrò la natura stellare della Via Lattea basandosi sulle osservazioni del telescopio. Nel suo famoso “Messaggero Stellato” del 1609, Galileo scriveva: “Mi dedicai all'osservazione dell'essenza o sostanza della Via Lattea, e con l'aiuto di un telescopio risultò possibile renderla così accessibile alla nostra visione che tutte le controversie si sono taciute da sole grazie alla chiarezza e all'evidenza che mi sono liberato da un dibattito prolisso. In effetti, la Via Lattea non è altro che un numero infinito di stelle, come se si trovassero in cumuli, indipendentemente dall'area puntata dal telescopio, ora diventa visibile un numero enorme di stelle, molte delle quali sono abbastanza luminose e abbastanza visibili , ma il numero delle stelle più deboli non può essere contato affatto”. Che relazione hanno le stelle della Via Lattea con l'unica stella del sistema solare, il nostro Sole? La risposta è ormai generalmente nota. Il Sole è una delle stelle della nostra Galassia, la Via Lattea. Che posto occupa il Sole nella Via Lattea? Già dal fatto che la Via Lattea circonda il nostro cielo in un grande cerchio, gli scienziati hanno concluso che il Sole si trova vicino al piano principale della Via Lattea. Per avere un'idea più precisa della posizione del Sole nella Via Lattea, e quindi immaginare quale sia la forma della nostra Galassia nello spazio, gli astronomi (V. Herschel, V. Ya. Struve, ecc.) utilizzato il metodo del conteggio delle stelle. Il punto è che in diverse parti del cielo viene contato il numero di stelle in un intervallo successivo di magnitudini stellari. Se assumiamo che la luminosità delle stelle sia la stessa, allora dalla luminosità osservata possiamo giudicare le distanze delle stelle, quindi, supponendo che le stelle siano distribuite uniformemente nello spazio, consideriamo il numero di stelle che si trovano in volumi sferici centrato sul Sole.

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Stelle calde nella Via Lattea meridionale Stelle blu calde, idrogeno rosso brillante e nubi di polvere scure ed eclissanti sono sparse in questa spettacolare regione della Via Lattea nella costellazione meridionale dell'Ara. Le stelle a sinistra, a 4.000 anni luce dalla Terra, sono giovani, massicce, ed emettono radiazioni ultraviolette energetiche che ionizzano le nubi di idrogeno circostanti che formano stelle, causando il caratteristico bagliore rosso della linea. Un piccolo ammasso di stelle appena nate è visibile a destra, sullo sfondo di un'oscura nebulosa polverosa.

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La regione centrale della Via Lattea. Negli anni ’90, il satellite COsmic Background Explorer (COBE) ha scansionato l’intero cielo in luce infrarossa. L'immagine che vedete è il risultato di uno studio della regione centrale della Via Lattea. La Via Lattea è una galassia a spirale ordinaria che ha un rigonfiamento centrale e un disco stellare esteso. Il gas e la polvere nel disco assorbono la radiazione visibile, interferendo con le osservazioni del centro della galassia. Poiché la luce infrarossa viene assorbita meno dal gas e dalla polvere, il Diffuse InfraRed Background Experiment (DIRBE) sul satellite COBE rileva questa radiazione proveniente dalle stelle che circondano il centro galattico. L'immagine sopra è una vista del centro galattico da una distanza di 30.000 anni luce (questa è la distanza dal Sole al centro della nostra galassia). L'esperimento DIBRE utilizza apparecchiature raffreddate ad elio liquido appositamente per rilevare la radiazione infrarossa, alla quale l'occhio umano è insensibile.

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Al centro della Via Lattea Al centro della nostra Via Lattea c'è un buco nero con una massa superiore a due milioni di volte la massa del Sole. In precedenza questa era un’affermazione controversa, ma questa conclusione sorprendente è ora praticamente fuori dubbio. Si basa sull'osservazione di stelle in orbita molto vicine al centro della Galassia. Utilizzando uno dei Very Large Telescopes dell'Osservatorio del Paranal e la fotocamera a infrarossi avanzata della NACO, gli astronomi hanno pazientemente tracciato l'orbita di una stella, denominata S2, poiché si trovava a circa 17 ore luce dal centro della Via Lattea (17 ore luce sono solo tre volte la distanza raggio orbitale Plutone). I loro risultati mostrano in modo convincente che S2 è guidato dalla colossale forza gravitazionale di un oggetto invisibile che dovrebbe essere estremamente compatto: un buco nero supermassiccio. Questa immagine nel vicino infrarosso profonda di NACO mostra una regione piena di stelle larga 2 anni luce al centro della Via Lattea, con la posizione esatta del centro indicata dalle frecce. Grazie alla capacità della fotocamera NACO di tracciare le stelle così vicine al centro galattico, gli astronomi possono osservare l'orbita di una stella attorno a un buco nero supermassiccio. Ciò consente di determinare con precisione la massa del buco nero e, forse, di effettuare un test precedentemente impossibile della teoria della gravità di Einstein.

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Che aspetto ha la Via Lattea? Che aspetto ha la nostra Via Lattea da lontano? Nessuno lo sa con certezza, dal momento che ci troviamo all'interno della nostra Galassia e, inoltre, la polvere opaca limita la nostra vista nella luce visibile. Tuttavia, questa cifra mostra un presupposto abbastanza plausibile basato su numerose osservazioni. Al centro della Via Lattea c'è un nucleo molto luminoso che circonda un gigantesco buco nero. Attualmente si presume che il luminoso rigonfiamento centrale della Via Lattea sia una barra asimmetrica di stelle rosse relativamente vecchie. Le regioni esterne contengono bracci di spirale, il cui aspetto è causato da ammassi aperti di giovani stelle blu luminose, nebulose a emissione rosse e polvere oscura. I bracci a spirale si trovano in un disco, la maggior parte del quale è costituita da stelle relativamente deboli e gas rarefatto, principalmente idrogeno. Non mostrato è l’enorme alone sferico di materia oscura invisibile che costituisce la maggior parte della massa della Via Lattea e guida il movimento delle stelle lontano dal suo centro.

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VIA LATTE, un bagliore nebbioso nel cielo notturno proveniente dai miliardi di stelle della nostra Galassia. La fascia della Via Lattea circonda il cielo in un ampio anello. La Via Lattea è particolarmente visibile lontano dalle luci della città. Nell'emisfero settentrionale conviene osservarlo intorno a mezzanotte in luglio, alle 22 in agosto o alle 20 in settembre, quando la Croce del Nord della costellazione del Cigno è vicina allo zenit. Mentre seguiamo la striscia scintillante della Via Lattea verso nord o nord-est, oltrepassiamo la costellazione a forma di W di Cassiopea e ci dirigiamo verso la stella luminosa Capella. Oltre la Cappella, puoi vedere come la parte meno ampia e luminosa della Via Lattea passi appena ad est della Cintura di Orione e si protenda verso l'orizzonte non lontano da Sirio, la stella più luminosa del cielo. La parte più luminosa della Via Lattea è visibile a sud o sud-ovest nei momenti in cui la Croce del Nord è in alto. Allo stesso tempo sono visibili due rami della Via Lattea, separati da uno spazio scuro. La Nube Scutum, che E. Barnard chiamò "il gioiello della Via Lattea", si trova a metà strada verso lo zenit, e sotto ci sono le magnifiche costellazioni del Sagittario e dello Scorpione.

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UNA VOLTA LA VIA LATTE SI SCONTRÒ CON UN'ALTRA GALASSIA Recenti ricerche di astronomi suggeriscono che miliardi di anni fa la nostra Via Lattea entrò in collisione con un'altra, più piccola, e i risultati di questa interazione sotto forma di resti di questa galassia sono ancora presenti nell'Universo . Dopo aver osservato circa 1.500 stelle simili al Sole, un team internazionale di ricercatori ha concluso che la loro traiettoria, così come le loro posizioni relative, potrebbero essere la prova di una tale collisione. "La Via Lattea è una grande galassia e crediamo che si sia formata dalla fusione di diverse galassie più piccole", ha affermato Rosemary Wyse della Johns Hopkins University. Vis e i suoi colleghi del Regno Unito e dell'Australia hanno osservato le zone periferiche della Via Lattea, ritenendo che fosse lì che potessero essere presenti tracce di collisioni. Un'analisi preliminare dei risultati della ricerca ha confermato la loro ipotesi e una ricerca approfondita (gli scienziati prevedono di studiare circa 10mila stelle) consentirà di stabilirlo con precisione. Gli scontri avvenuti in passato potrebbero ripetersi in futuro. Quindi, secondo i calcoli, tra miliardi di anni la Via Lattea e la nebulosa di Andromeda, la galassia a spirale più vicina a noi, dovrebbero entrare in collisione.

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Leggenda... Ci sono molte leggende che raccontano l'origine della Via Lattea. Meritano un'attenzione particolare due miti greci antichi simili, che rivelano l'etimologia della parola Galaxias (????????) e il suo legame con il latte (????). Una delle leggende racconta del latte materno versato nel cielo dalla dea Era, che allattava Ercole. Quando Era scoprì che il bambino che stava allattando non era suo figlio, ma il figlio illegittimo di Zeus e di una donna terrena, lo respinse e il latte versato divenne la Via Lattea. Un'altra leggenda dice che il latte versato è il latte di Rea, la moglie di Crono, e il bambino era lo stesso Zeus. Crono divorò i suoi figli perché era stato predetto che sarebbe stato detronizzato dalla cima del Pantheon da suo stesso figlio. Rea ha escogitato un piano per salvare il suo sesto figlio, il neonato Zeus. Avvolse una pietra in abiti da bambino e la fece scivolare a Crono. Crono le chiese di dare da mangiare a suo figlio ancora una volta prima che lo inghiottisse. Il latte versato dal seno di Rea su una nuda roccia divenne in seguito noto come la Via Lattea.

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Supercomputer (1 parte) Uno dei computer più veloci al mondo è stato progettato appositamente per simulare l'interazione gravitazionale degli oggetti astronomici. Con la sua messa in servizio, gli scienziati hanno ricevuto un potente strumento per studiare l'evoluzione degli ammassi di stelle e galassie. Il nuovo supercomputer, chiamato GravitySimulator, è stato progettato da David Merritt del Rochester Institute of Technology (RIT), New York. Implementa una nuova tecnologia: i miglioramenti delle prestazioni sono stati ottenuti attraverso l'uso di speciali schede di accelerazione Gravity Pipelines. Con una produttività che raggiunge i 4mila miliardi. operazioni al secondo GravitySimulator è entrato tra i primi cento supercomputer più potenti del mondo ed è diventato il secondo più potente tra le macchine con un'architettura simile. Il suo costo è di 500mila dollari. Secondo Universe Today, GravitySimulator è progettato per risolvere il classico problema dell'interazione gravitazionale degli N-corpi. Produttività di 4 trilioni. operazioni al secondo ci permettono di costruire un modello di interazione simultanea di 4 milioni di stelle, che rappresenta un record assoluto nella pratica dei calcoli astronomici. Fino ad ora, utilizzando computer standard, era possibile simulare l'interazione gravitazionale di non più di diverse migliaia di stelle contemporaneamente. Con l'installazione di un supercomputer al RIT questa primavera, Merit e i suoi collaboratori sono stati in grado per la prima volta di costruire un modello della coppia stretta di buchi neri che si formano quando due galassie si fondono.

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Supercomputer (parte 2) "È noto che al centro della maggior parte delle galassie si trova un buco nero", spiega il Dr. Merit l'essenza del problema. - Quando le galassie si fondono, si forma un buco nero più grande. Il processo di fusione stesso è accompagnato dall'assorbimento e dall'espulsione simultanea di stelle situate in prossimità del centro delle galassie. Le osservazioni delle galassie interagenti vicine sembrano confermare i modelli teorici. Tuttavia, fino ad ora la potenza informatica disponibile non ha consentito di costruire un modello numerico per verificare la teoria. Questa è la prima volta che ci riusciamo." Il prossimo compito su cui lavoreranno gli astrofisici del RIT sarà studiare la dinamica delle stelle nelle regioni centrali della Via Lattea per comprendere la natura della formazione del buco nero al centro della nostra galassia. Il dottor Meritt ritiene che, oltre a risolvere specifici problemi su larga scala nel campo dell'astronomia, l'installazione di uno dei computer più potenti al mondo renderà il Rochester Institute of Technology un leader in altri campi scientifici. Per il secondo anno il supercomputer più potente resta il BlueGene/L, creato presso l'IBM e installato presso il Lawrence Livermore Laboratory, negli Stati Uniti. Attualmente ha una velocità di 136,8 teraflop, ma la sua configurazione finale di 65.536 processori almeno raddoppierà quella velocità.

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Sistema della Via Lattea Il sistema della Via Lattea è un vasto sistema stellare (galassia) a cui appartiene il Sole. Il sistema della Via Lattea è costituito da molte stelle di vario tipo, nonché ammassi e associazioni stellari, nebulose di gas e polvere e singoli atomi e particelle sparsi nello spazio interstellare. La maggior parte di essi occupa un volume a forma di lente con un diametro di circa 100.000 e uno spessore di circa 12.000 anni luce. La parte più piccola riempie un volume quasi sferico con un raggio di circa 50.000 anni luce. Tutti i componenti della Galassia sono collegati in un unico sistema dinamico, ruotante attorno ad un asse minore di simmetria. Il centro del sistema è nella direzione della costellazione Sagittario.

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L'età della Via Lattea è stata stimata utilizzando i radioisotopi. Hanno cercato di determinare l'età della Galassia (e, in generale, dell'Universo) in un modo simile a quello utilizzato dagli archeologi. Nicholas Daufas dell'Università di Chicago ha proposto di confrontare il contenuto di vari radioisotopi alla periferia della Via Lattea e nei corpi del Sistema Solare. Un articolo a riguardo è stato pubblicato sulla rivista Nature. Per la valutazione sono stati scelti il ​​torio-232 e l'uranio-238: i loro tempi di dimezzamento sono paragonabili al tempo trascorso dal Big Bang. Se all'inizio si conosce il rapporto esatto delle loro quantità, dalle concentrazioni attuali è facile stimare quanto tempo è passato. Dallo spettro di una vecchia stella, che si trova al confine della Via Lattea, gli astronomi sono stati in grado di scoprire quanto contiene torio e uranio. Il problema era che la composizione originale della stella era sconosciuta. Daufas ha dovuto rivolgersi alle informazioni sui meteoriti. La loro età (circa 4,5 miliardi di anni) è conosciuta con sufficiente precisione ed è paragonabile all'età del Sistema Solare, e il contenuto di elementi pesanti al momento della formazione era lo stesso della materia solare. Considerando il Sole una stella “media”, Daufas trasferì queste caratteristiche all'oggetto originale dell'analisi. I calcoli hanno dimostrato che l'età della Galassia è di 14 miliardi di anni e l'errore è di circa un settimo del valore reale. La cifra precedente – 12 miliardi – è abbastanza vicina a questo risultato. Gli astronomi lo hanno ottenuto confrontando le proprietà degli ammassi globulari e delle singole nane bianche. Tuttavia, come osserva Daufas, questo approccio richiede ulteriori ipotesi sull’evoluzione delle stelle, mentre il suo metodo si basa su principi fisici fondamentali.

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Il cuore della Via Lattea Gli scienziati sono riusciti a guardare il cuore della nostra galassia. Utilizzando il telescopio spaziale Chandra, è stata compilata un'immagine a mosaico che copre una distanza di 400 x 900 anni luce. Su di esso, gli scienziati hanno visto un luogo dove le stelle muoiono e rinascono con una frequenza sorprendente. Inoltre in questo settore sono state scoperte più di mille nuove sorgenti di raggi X. La maggior parte dei raggi X non penetra oltre l'atmosfera terrestre, quindi tali osservazioni possono essere effettuate solo utilizzando telescopi spaziali. Quando muoiono, le stelle lasciano nuvole di gas e polvere che vengono spinte fuori dal centro e, raffreddandosi, si spostano in zone lontane della galassia. Questa polvere cosmica contiene l'intero spettro di elementi, compresi quelli che sono i costruttori del nostro corpo. Quindi siamo letteralmente fatti di cenere di stelle.

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La Via Lattea trovò altri quattro satelliti Cinque secoli fa, nell'agosto del 1519, l'ammiraglio portoghese Fernando Magellano partì per un viaggio intorno al mondo. Durante il viaggio furono determinate le dimensioni esatte della Terra, fu scoperta la linea internazionale del cambio di data e due piccole nuvole nebbiose nel cielo delle latitudini meridionali, che accompagnavano i marinai nelle limpide notti stellate. E sebbene il grande comandante navale non avesse idea della vera origine di queste condensazioni spettrali, in seguito chiamate Grandi e Piccole Nubi di Magellano, fu allora che furono scoperti i primi satelliti (galassie nane) della Via Lattea. La natura di questi grandi ammassi di stelle fu finalmente chiarita solo all'inizio del XX secolo, quando gli astronomi impararono a determinare le distanze di tali oggetti celesti. Si è scoperto che la luce della Grande Nube di Magellano arriva a noi per 170 mila anni, e dalla Piccola Nube di Magellano - 200 mila anni, e loro stessi rappresentano un vasto ammasso di stelle. Per più di mezzo secolo queste galassie nane sono state considerate le uniche nelle vicinanze della nostra Galassia, ma nel secolo attuale il loro numero è cresciuto fino a 20, con gli ultimi 10 satelliti scoperti entro due anni! Il passo successivo nella ricerca di nuovi membri della famiglia della Via Lattea è stato aiutato dalle osservazioni effettuate nell’ambito dello Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Più recentemente, gli scienziati hanno trovato quattro nuovi satelliti nelle immagini SDSS, distanti dalla Terra a distanze comprese tra 100 e 500 mila anni luce. Si trovano nel cielo in direzione delle costellazioni Chioma di Berenice, Canes Venatici, Ercole e Leone. Tra gli astronomi, le galassie nane che orbitano attorno al centro del nostro sistema stellare (che è largo circa 100.000 anni luce) sono solitamente chiamate con il nome delle costellazioni in cui si trovano. Di conseguenza, i nuovi oggetti celesti furono chiamati Coma Berenices, Canes Venatici II, Hercules e Leone IV. Ciò significa che la seconda galassia di questo tipo è già stata scoperta nella costellazione dei Canes Venatici, e la quarta nella costellazione del Leone. Il più grande rappresentante di questo gruppo è Ercole, largo 1000 anni luce, e il più piccolo è Coma Berenices (200 anni luce). È gratificante notare che tutte e quattro le mini-galassie sono state scoperte da un gruppo dell'Università di Cambridge (Regno Unito), guidato dallo scienziato russo Vasily Belokurov.

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Tali sistemi stellari relativamente piccoli possono essere classificati come grandi ammassi globulari piuttosto che come galassie, quindi gli scienziati stanno valutando di applicare un nuovo termine a tali oggetti: "hobbit" (hobbit o piccoli gnomi). Il nome di una nuova classe di oggetti è solo questione di tempo. La cosa principale è che gli astronomi ora hanno un'opportunità unica di stimare il numero totale di sistemi stellari nani nelle vicinanze della Via Lattea. I calcoli preliminari suggeriscono che questa cifra raggiunge i cinquanta. Sarà più difficile individuare i restanti “gnomi nascosti”, poiché la loro lucentezza è estremamente debole. Altri ammassi di stelle li aiutano a nascondersi, creando uno sfondo aggiuntivo per i ricevitori di radiazioni. L'unica cosa che aiuta è la particolarità delle galassie nane di contenere stelle che sono caratteristiche solo di questo tipo di oggetti. Pertanto, dopo aver scoperto le associazioni stellari necessarie nelle fotografie, non resta che verificare la loro vera posizione nel cielo. Tuttavia, un numero piuttosto elevato di tali oggetti solleva nuove domande per i sostenitori della cosiddetta materia oscura “calda”, il cui movimento avviene più velocemente che nel quadro della teoria della sostanza invisibile “fredda”. La formazione delle galassie nane è, piuttosto, possibile con il lento movimento della materia, che meglio garantisce la fusione di “grumi” gravitazionali e, di conseguenza, l'emergere di ammassi di galassie. Tuttavia, in ogni caso, la presenza di materia oscura durante la formazione delle mini-galassie è obbligatoria, motivo per cui questi oggetti ricevono così tanta attenzione. Inoltre, secondo le moderne visioni cosmologiche, i prototipi dei futuri sistemi stellari giganti “crescono” dalle galassie nane nel processo di fusione. Grazie alle recenti scoperte, apprendiamo sempre più dettagli sulla periferia nel senso generale del termine. La periferia del sistema solare si fa sentire con i nuovi oggetti della cintura di Kuiper, anche i dintorni della nostra Galassia, come vediamo, non sono vuoti; Infine, la periferia dell'Universo osservabile è diventata ancora più famosa: a una distanza di 11 miliardi di anni luce è stato scoperto l'ammasso di galassie più distante. Ma di questo ne parleremo nelle prossime news.

La nostra galassia via Lattea

Vera Viktorovna Ryzhakova, insegnante di fisica, scuola secondaria MOAU n. 1, Shimanovsk, regione dell'Amur


Domanda problematica

  • Cosa succede quando due galassie si scontrano?
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  • Cosa succede quando due galassie si scontrano?
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Ipotesi

  • Si disperderanno senza accorgersi l'uno dell'altro
  • Si fonderà in uno nuovo
  • Esploderanno e voleranno in direzioni diverse

Oggetto di studio

  • Galassia

Compiti

  • Scopri la struttura della nostra Galassia
  • Scopri le dimensioni della galassia della Via Lattea
  • Considera il movimento delle stelle e della Galassia nel suo insieme
  • Rispondi a una domanda problematica

Fonti di informazione

  • Manuale B.A. Vorontsov-Velyamov, E.K. Strout “Astronomia 11° livello base”, Bustard, 2014, paragrafo 25, pp. 171-187
  • Internet astrogalaxy.ru/151.html La nostra galassia. La nostra Galassia è la casa stellare in cui viviamo.
  • video https://www.youtube.com/watch?v=ZdF2wX5GfdU (4,08 minuti)
  • https://www.youtube.com/watch?v=DGvvEPBtPCI (1,17 minuti)
  • Scheda del percorso della lezione

  • Galassia lattea,
  • in cui viviamo
  • Sparsi nello spazio
  • Pioggia scintillante.
  • Possiamo volare in giro
  • lei un giorno
  • Chiamando la nostra Galassia
  • Siamo solo...

Lavorare su un quaderno

Caratteristica

Immagine grafica

Proiezione della Galassia sulla sfera celeste (vista della Galassia dalla Terra)

Modello della struttura della Galassia (vista laterale) con indicazione delle dimensioni e dei corpi celesti dominanti in ciascuno dei componenti strutturali

Modello della struttura della Galassia (vista del disco galattico dall'alto) con immagine dei componenti strutturali spaziali e indicazione della posizione del Sole


ammasso stellare

Nome del gruppo

Esempio, posizione nella galassia

Ammassi globulari

"Popolazione" stellare

Cluster aperti

Età del cluster

Associazioni stellari

Numero di stelle nell'ammasso

Speciale

ness


Principali conclusioni

  • - le stelle non si formano da sole, ma in gruppi;
  • - il processo di formazione stellare continua ancora oggi;
  • - l'evoluzione della Galassia - la storia del processo di formazione stellare in essa;
  • le stelle si muovono

Metodi per rilevare le caratteristiche del movimento delle stelle

  • - confronto dell'aspetto della costellazione in diversi periodi di tempo, distanti tra loro;
  • - confronto fotografico di aree di cielo stellato utilizzando lo stesso telescopio a intervalli di tempo;
  • - studio della velocità radiale, che è determinata dallo spostamento delle linee nello spettro di una stella (per effetto Doppler).

S/R Clausola 25, paragrafo 4

1 . Dove si trova il Sole nella Galassia e quali sono le caratteristiche delle velocità radiali delle stelle rispetto al Sole?

2. Definire il concetto di “apice stellare”. In quale direzione si trova l'apice del Sole?

3. Qual è il periodo di rivoluzione del Sole attorno al centro della Galassia?

4. Formulare una definizione del concetto di “cerchio di corotazione”. Qual è il vantaggio della posizione del Sistema Solare nella Galassia?


conclusioni- il disco galattico ruota; - il periodo di rotazione è diverso a seconda della distanza dal centro, la Galassia non ruota come un corpo rigido; - la velocità lineare aumenta rapidamente con la distanza dal centro, poi a distanze molto grandi rimane costante e addirittura aumenta


Lavora con il computer

1. Guarda il video

“Collisione tra la Via Lattea e le galassie di Andromeda” https://www.youtube.com/watch?v=DGvvEPBtPCI (1,17 min)

2. Rispondi alla domanda problematica


Compiti a casa

§ 25.1, 25.2, 25.4; compiti pratici.

  • Con quale diametro angolare la nostra Galassia, il cui diametro è di 0,03 Mpc, sarà visibile ad un osservatore situato nella galassia M31 (nebulosa di Andromeda) ad una distanza di 600 kpc?
  • 2. Utilizzando una mappa stellare in movimento, determinare quali costellazioni attraversa la Via Lattea.

Argomenti del progetto (per gruppi) 1. Storia dell'esplorazione della Galassia. 2. Leggende dei popoli del mondo, che caratterizzano la Via Lattea visibile nel cielo. 3. Scoperta della struttura “ad isola” dell'Universo da parte di V. Ya Struve. 4. Modello della Galassia di V. Herschel. 5. Il mistero della massa nascosta. 6 Esperimenti per rilevare particelle massicce debolmente interattive - particelle massicce che interagiscono debolmente. 7. Studio di B. A. Vorontsov-Velyaminov e R. Trumpler sull'assorbimento interstellare della luce. Risorse Internet http://www.youtube.com/watch?v=_sQD0Fbr FCw - La nostra galassia. Via Lattea. http://www.youtube.com/watch?v=99PR9HSDp BI - La nostra galassia. Vista dall'esterno.