Prezentācija par tēmu “Piena ceļš ir mūsu galaktika. Prezentācija par tēmu "Mūsu galaktika. Piena ceļš" Prezentācija par fiziku par tēmu Piena ceļš

Uz Zemes gads ir laiks, kas nepieciešams, lai Zeme veiktu pilnu apgriezienu ap Sauli. Ik pēc 365 dienām mēs atgriežamies tajā pašā punktā. Mūsu Saules sistēma griežas tādā pašā veidā ap melno caurumu, kas atrodas galaktikas centrā. Tomēr pilnīgas revolūcijas pabeigšanai nepieciešami 250 miljoni gadu. Tas ir, kopš dinozauri pazuda, mēs esam veikuši tikai ceturtdaļu pilnas revolūcijas. Saules sistēmas aprakstos reti minēts, ka tā pārvietojas pa kosmosu, tāpat kā viss pārējais mūsu pasaulē. Salīdzinot ar Piena ceļa centru, Saules sistēma pārvietojas ar ātrumu 792 tūkstoši kilometru stundā. Lai aplūkotu lietas perspektīvā, ja jūs pārvietotos ar tādu pašu ātrumu, jūs varētu apceļot pasauli 3 minūtēs. Laika periodu, kurā Saulei izdodas veikt pilnu apgriezienu ap Piena Ceļa centru, sauc par galaktikas gadu. Tiek lēsts, ka Saule līdz šim ir nodzīvojusi tikai 18 galaktikas gadus.

Visuma uzbūve Visuma uzbūve Seno laiku Piena ceļš Piena ceļš Galaktikā, pēc zemākajām aplēsēm, ir aptuveni 200 miljardi zvaigžņu. Lielākā daļa zvaigžņu atrodas plakana diska formā. 2009. gada janvārī Galaktikas masa tiek lēsta 3,10^12 Saules masas jeb 6,10^42 kg.

Kodols Galaktikas vidusdaļā ir sabiezējums, ko sauc par izspiedumu, kura diametrs ir aptuveni 8 tūkstoši parseku. Šķiet, ka Galaktikas centrā ir supermasīvs melnais caurums (Sagittarius A*), ap kuru, domājams, griežas vidējas masas melnais caurums. To kopīgā gravitācijas ietekme uz blakus esošajām zvaigznēm liek pēdējām pārvietoties pa neparastām trajektorijām.supermasīvais melnais caurums Strēlnieks A* Galaktikas kodola centrs atrodas Strēlnieka zvaigznājā (α = 265°, δ = 29°). Attālums no Saules līdz Galaktikas centram ir 8,5 kiloparseki (2,62·10^17 km jeb Strēlnieka zvaigznājs).

Rokas Galaktika pieder pie spirālveida galaktiku klases, kas nozīmē, ka galaktikai ir spirālveida zari, kas atrodas diska plaknē. Disks ir iegremdēts sfēriskā oreolā, un ap to ir sfēriska vainaga. Saules sistēma atrodas 8,5 tūkstošu parseku attālumā no galaktikas centra, netālu no Galaktikas plaknes (novirze līdz Galaktikas ziemeļpolam ir tikai 10 parseki), rokas iekšējā malā, ko sauc par Oriona roku. . Šis izkārtojums neļauj vizuāli novērot piedurkņu formu. Jauni molekulārās gāzes (CO) novērojumu dati liecina, ka mūsu galaktikai ir divas rokas, sākot no stieņa galaktikas iekšējā daļā. Turklāt iekšējā daļā ir vēl pāris piedurknes. Pēc tam šīs rokas pārvēršas par četru roku struktūru, kas novērota neitrālajā ūdeņraža līnijā Galaktikas ārējās daļās. Galaktika pieder pie spirālveida galaktiku klases, kas nozīmē, ka galaktikai ir spirālveida zari, kas atrodas diska plaknē. Disks ir iegremdēts sfēriskā oreolā, un ap to ir sfēriska vainaga. Saules sistēma atrodas 8,5 tūkstošu parseku attālumā no galaktikas centra, netālu no Galaktikas plaknes (novirze līdz Galaktikas ziemeļpolam ir tikai 10 parseki), rokas iekšējā malā, ko sauc par Oriona roku. . Šis izkārtojums neļauj vizuāli novērot piedurkņu formu. Jauni molekulārās gāzes (CO) novērojumu dati liecina, ka mūsu galaktikai ir divas rokas, sākot no stieņa galaktikas iekšējā daļā. Turklāt iekšējā daļā ir vēl pāris piedurknes. Šīs rokas pēc tam pārveidojas par četru roku struktūru, kas novērota neitrālajā ūdeņraža līnijā, kas atrodas galaktikas ārējās daļās

Halo Galaktikas halo ir sfēriskas galaktikas neredzama sastāvdaļa, kas sniedzas ārpus galaktikas redzamās daļas. Tas galvenokārt sastāv no vājas karstas gāzes, zvaigznēm un tumšās vielas. Pēdējais veido lielāko galaktikas daļu.galaktika sfēriskā tumšā viela Galaktiskais haloGalaktikas halo ir sfēriska forma, kas pārsniedz galaktiku par 510 tūkstošiem gaismas gadu, un tā temperatūra ir aptuveni 5·10^5 K.

Galaktikas atklāšanas vēsture Lielākā daļa debess ķermeņu ir apvienoti dažādās rotējošās sistēmās. Tādējādi Mēness riņķo ap Zemi, milzu planētu satelīti veido savas sistēmas, bagātas ar ķermeņiem. Augstākā līmenī Zeme un citas planētas riņķo ap Sauli. Radās dabisks jautājums: vai arī Saule ir daļa no vēl lielākas sistēmas? Lielākā daļa debess ķermeņu ir apvienoti dažādās rotējošās sistēmās. Tādējādi Mēness riņķo ap Zemi, milzu planētu satelīti veido savas sistēmas, bagātas ar ķermeņiem. Augstākā līmenī Zeme un citas planētas riņķo ap Sauli. Radās dabisks jautājums: vai arī Saule ir daļa no vēl lielākas sistēmas? MēnessZeme milzu planētu planētu satelīti MēnessZeme milzu planētu planētu satelīti Pirmo sistemātisku šī jautājuma izpēti 18. gadsimtā veica angļu astronoms Viljams Heršels. Viņš saskaitīja zvaigžņu skaitu dažādos debess apgabalos un atklāja, ka debesīs ir liels aplis (vēlāk to sauca par galaktisko ekvatoru), kas sadala debesis divās vienādās daļās un uz kura ir vislielākais zvaigžņu skaits. . Turklāt, jo tuvāk šim aplim atrodas debesu daļa, jo vairāk ir zvaigžņu. Beidzot tika atklāts, ka tieši uz šī apļa atrodas Piena ceļš. Pateicoties tam, Heršels uzminēja, ka visas mūsu novērotās zvaigznes veido milzu zvaigžņu sistēmu, kas ir saplacināta galaktikas ekvatora virzienā. Pirmo sistemātisko šī jautājuma izpēti 18. gadsimtā veica angļu astronoms Viljams Heršels. Viņš saskaitīja zvaigžņu skaitu dažādos debess apgabalos un atklāja, ka debesīs ir liels aplis (vēlāk to sauca par galaktisko ekvatoru), kas sadala debesis divās vienādās daļās un uz kura ir vislielākais zvaigžņu skaits. . Turklāt, jo tuvāk šim aplim atrodas debesu daļa, jo vairāk ir zvaigžņu. Beidzot tika atklāts, ka tieši uz šī apļa atrodas Piena ceļš. Pateicoties tam, Heršels uzminēja, ka visas mūsu novērotās zvaigznes veido milzu zvaigžņu sistēmu, kas ir saplacināta uz galaktikas ekvatora pusi XVIII gadsimtā, Viljama Heršela galaktikas ekvatora Piena Ceļa miglāji var būt tādas galaktikas kā Piena ceļš. Jau 1920. gadā jautājums par ekstragalaktisko objektu esamību izraisīja diskusijas (piemēram, slavenās Lielās debates starp Hārlovu Šapliju un Heberu Kērtisu; pirmais aizstāvēja mūsu Galaktikas unikalitāti). Kanta hipotēze beidzot tika pierādīta tikai 20. gadsimta 20. gados, kad Edvins Habls spēja izmērīt attālumu līdz dažiem spirālveida miglājiem un parādīt, ka to attāluma dēļ tie nevar būt Galaktikas daļa. Sākumā tika pieņemts, ka visi objekti Visumā ir mūsu galaktikas daļas, lai gan Kants arī ierosināja, ka daži miglāji varētu būt galaktikas, kas līdzīgas Piena ceļam. Jau 1920. gadā jautājums par ekstragalaktisko objektu esamību izraisīja diskusijas (piemēram, slavenās Lielās debates starp Hārlovu Šapliju un Heberu Kērtisu; pirmais aizstāvēja mūsu Galaktikas unikalitāti). Kanta hipotēze beidzot tika pierādīta tikai 20. gadsimta 20. gados, kad Edvīnam Hablam izdevās izmērīt attālumu līdz dažiem spirālveida miglājiem un parādīt, ka to attāluma dēļ tie nevar būt daļa no Gebera Kērtisa Edvina Habla galaktikas Kants 1920. gada lielās pretrunas Hārlovs Šeplijs Gebers Kērtiss Edvīns Habls

Agrīnie klasifikācijas mēģinājumi Mēģinājumi klasificēt galaktikas sākās vienlaikus ar pirmo spirālveida miglāju atklāšanu, ko veica lords Ross Tomēr tajā laikā dominēja teorija, ka visi miglāji pieder mūsu galaktikai. To, ka virkne miglāju ir negalaktiska rakstura, pierādīja tikai E. Habls 1924. gadā. Tādējādi E. Habls 1924. gadā galaktikas klasificēja tāpat kā galaktikas miglāju galaktikas ar spirālveida rakstu. atsevišķa klase. 1888. gadā A. Roberts veica dziļu debesu izpēti, kā rezultātā tika atklāts liels skaits eliptisku bezstruktūru un ļoti iegarenu fusiformu miglāju. 1918. gadā G. D. Kērtiss identificēja rievotas spirāles ar gredzenveida struktūru kā atsevišķu Φ grupu grupu. Turklāt viņš interpretēja fusiform miglājus kā spirāles, kas redzamas ar malu. 1888 A. Robertselliptic bezstruktūras fusiforms 1918 G. D. Kērtisa džemperis

Hārvardas klasifikācija Visas Hārvardas klasifikācijas galaktikas tika iedalītas 5 klasēs: Visas Hārvardas klasifikācijas galaktikas tika iedalītas 5 klasēs: A klases galaktikas, kas spožākas par 12 m, A klases galaktikas, kas spožākas par 12 m, B klases galaktikas no 12 m līdz 14 m, B klases galaktikas no 12 m. līdz 14 mm C klases galaktikas no 14 m līdz 16 m C klases galaktikām no 14 m līdz 16 mm D klases galaktikām no 16 m līdz 18 m D klases galaktikām no 16 m līdz 18 mm E klases galaktikām no 18 m līdz 20 m E klases galaktikām no 18 m līdz 20 mm

Eliptiskas galaktikas Eliptiskām galaktikām ir gluda eliptiska forma (no ļoti saplacinātas līdz gandrīz apaļai) bez īpašām iezīmēm ar vienmērīgu spilgtuma samazināšanos no centra uz perifēriju. Tos apzīmē ar burtu E un skaitli, kas ir galaktikas noslāpuma rādītājs. Tātad apaļa galaktika tiks apzīmēta ar E0, bet galaktika, kurā viena no daļēji galvenajām asīm ir divreiz lielāka par otru, tiks apzīmēta ar E5. Eliptiskām galaktikām ir gluda eliptiska forma (no ļoti izliektas līdz gandrīz apaļai) bez īpašām iezīmēm ar vienmērīgu spilgtuma samazināšanos no centra uz perifēriju. Tos apzīmē ar burtu E un skaitli, kas ir galaktikas noslāpuma rādītājs. Tātad apaļa galaktika tiks apzīmēta ar E0, bet galaktika, kurā viena no daļēji galvenajām asīm ir divreiz lielāka par otru, tiks apzīmēta ar E5. Eliptiskās galaktikas Eliptiskās galaktikas M87

Spirālveida galaktikas Spirālveida galaktikas sastāv no saplacināta zvaigžņu un gāzes diska, kura centrā ir sfērisks kondensāts, ko sauc par izliekumu, un plaša sfēriska oreola. Diska plaknē veidojas spilgtas spirālveida zari, kas sastāv galvenokārt no jaunām zvaigznēm, gāzes un putekļiem. Habls visas zināmās spirālveida galaktikas sadalīja parastajās spirālēs (apzīmētas ar simbolu S) un spirālveida spirālēs (SB), kuras krievu literatūrā bieži sauc par šķērsām vai šķērsām galaktikām. Parastās spirālēs spirāles sviras stiepjas tangenciāli no centrālās spilgtās serdes un stiepjas viena apgrieziena garumā. Zaru skaits var būt dažāds: 1, 2, 3,... bet visbiežāk ir galaktikas ar tikai diviem zariem. Krustotās galaktikās spirālveida zari stiepjas taisnā leņķī no stieņa galiem. Starp tām ir arī galaktikas, kuru zaru skaits nav vienāds ar diviem, bet pārsvarā krustotām galaktikām ir divi spirālveida zari. Simboli a, b vai c tiek pievienoti atkarībā no tā, vai spirālveida sviras ir cieši saritinātas vai nodriskātas, vai arī no serdes un izliekuma izmēru attiecības. Tādējādi Sa galaktikām ir raksturīgs liels izliekums un cieši savīta regulāra struktūra, savukārt Sc galaktikām ir raksturīgs neliels izliekums un nodriskāta spirālveida struktūra. Sb apakšklasē ietilpst galaktikas, kuras kaut kādu iemeslu dēļ nevar klasificēt vienā no galējām apakšklasēm: Sa vai Sc. Tādējādi M81 galaktikai ir liels izliekums un nodriskāta spirālveida struktūra. Spirālveida galaktikas sastāv no saplacināta zvaigžņu un gāzes diska, kura centrā ir sfērisks kondensāts, ko sauc par izliekumu, un plaša sfēriska halo. Diska plaknē veidojas spilgtas spirālveida zari, kas sastāv galvenokārt no jaunām zvaigznēm, gāzes un putekļiem. Habls visas zināmās spirālveida galaktikas sadalīja parastajās spirālēs (apzīmētas ar simbolu S) un spirālveida spirālēs (SB), kuras krievu literatūrā bieži sauc par šķērsām vai šķērsām galaktikām. Parastās spirālēs spirālveida sviras stiepjas tangenciāli no centrālās spilgtās serdes un stiepjas viena apgrieziena garumā. Zaru skaits var būt dažāds: 1, 2, 3,... bet visbiežāk ir galaktikas ar tikai diviem zariem. Krustotās galaktikās spirālveida zari stiepjas taisnā leņķī no stieņa galiem. Starp tām ir arī galaktikas, kuru zaru skaits nav vienāds ar diviem, bet pārsvarā krustotām galaktikām ir divi spirālveida zari. Simboli a, b vai c tiek pievienoti atkarībā no tā, vai spirālveida sviras ir cieši saritinātas vai nodriskātas, vai arī no serdes un izliekuma izmēru attiecības. Tādējādi Sa galaktikām ir raksturīgs liels izliekums un cieši savīta regulāra struktūra, savukārt Sc galaktikām ir raksturīgs neliels izliekums un nodriskāta spirālveida struktūra. Sb apakšklasē ietilpst galaktikas, kuras kaut kādu iemeslu dēļ nevar klasificēt vienā no galējām apakšklasēm: Sa vai Sc. Tādējādi M81 galaktikai ir liels izliekums un nodriskāta spirālveida struktūra. Spirālveida galaktikasbaljamhalo josla Spirālveida galaktikasbaljamhalo josla

Neregulāras vai neregulāras galaktikas Neregulāras vai neregulāras galaktikas ir galaktikas, kurām trūkst gan rotācijas simetrijas, gan nozīmīga kodola. Tipisks neregulāru galaktiku pārstāvis ir Magelāna mākoņi. Bija pat termins "Magelāna miglāji". Neregulārām galaktikām ir dažādas formas, tās parasti ir maza izmēra un satur daudz gāzu, putekļu un jaunu zvaigžņu. Tās ir apzīmētas ar I. Sakarā ar to, ka neregulāro galaktiku forma nav stingri noteikta, neregulārās galaktikas bieži tiek klasificētas kā savdabīgas galaktikas. Neregulāras vai neregulāras galaktikas ir galaktikas, kurām trūkst gan rotācijas simetrijas, gan nozīmīga kodola. Tipisks neregulāru galaktiku pārstāvis ir Magelāna mākoņi. Bija pat termins "Magelāna miglāji". Neregulārām galaktikām ir dažādas formas, tās parasti ir maza izmēra un satur daudz gāzu, putekļu un jaunu zvaigžņu. Tās ir apzīmētas ar I. Sakarā ar to, ka neregulāro galaktiku forma nav stingri noteikta, neregulārās galaktikas bieži tiek klasificētas kā savdabīgas galaktikas. Neregulāras vai neregulāras galaktikas Magelāna mākoņi savdabīgas galaktikas Neregulāras vai neregulāras galaktikas Magelāna mākoņi savdabīgas galaktikas M82

Lēcveida galaktikas Lēcveida galaktikas ir disku galaktikas (piemēram, spirālveida galaktikas), kas ir iztērējušas vai zaudējušas savu starpzvaigžņu vielu (piemēram, elipsveida galaktikas). Gadījumos, kad galaktika ir vērsta pret novērotāju, bieži vien ir grūti skaidri atšķirt lēcveida un elipsveida galaktikas, jo lēcveida galaktikas spirālveida zari ir neraksturīgi. Lēcveida galaktikas ir diska galaktikas (piemēram, spirālveida galaktikas), kas ir iztērējušas vai zaudējušas savu starpzvaigžņu vielu (piemēram, elipsveida galaktikas). Gadījumos, kad galaktika ir vērsta pret novērotāju, bieži vien ir grūti skaidri atšķirt lēcveida un elipsveida galaktikas, jo lēcveida galaktikas spirālveida zari ir neraksturīgi. disku galaktikas un starpzvaigžņu viela diska galaktikas un starpzvaigžņu viela NGC 5866

Melnais caurums ir laiktelpas apgabals, kura gravitācijas pievilcība ir tik spēcīga, ka pat objekti, kas pārvietojas ar gaismas ātrumu (ieskaitot pašus gaismas kvantus), nevar to atstāt. Melnais caurums ir laiktelpas apgabals, kura gravitācijas pievilcība ir tik spēcīga, ka pat objekti, kas pārvietojas ar gaismas ātrumu (ieskaitot pašus gaismas kvantus), nevar to atstāt ar gaismas kvantu ātrumu Gaismas telpas-laika gravitācijas pievilcība ar gaismas ātrumu gaismas kvanti Šī apgabala robežu sauc par notikumu horizontu, un tai raksturīgais izmērs ir gravitācijas rādiuss. Vienkāršākajā sfēriski simetriskā melnā cauruma gadījumā tas ir vienāds ar Švarcšilda rādiusu. Jautājums par melno caurumu patieso esamību ir cieši saistīts ar to, cik pareiza ir gravitācijas teorija, no kuras izriet to pastāvēšana. Mūsdienu fizikā standarta gravitācijas teorija, kas vislabāk apstiprināta eksperimentāli, ir vispārējā relativitātes teorija (GTR), kas pārliecinoši prognozē melno caurumu veidošanās iespējamību (bet to pastāvēšana ir iespējama arī citu (ne visu) ietvaros. ) modeļus, sk.: Alternatīvās gravitācijas teorijas). Tāpēc novērojumu dati tiek analizēti un interpretēti, pirmkārt, vispārējās relativitātes teorijas kontekstā, lai gan, stingri ņemot, šī teorija nav eksperimentāli apstiprināta apstākļiem, kas atbilst laiktelpas reģionam zvaigžņu melno caurumu tiešā tuvumā. masas (tomēr tas labi apstiprinās apstākļos, kas atbilst supermasīviem melnajiem caurumiem). Tāpēc apgalvojumi par tiešiem pierādījumiem par melno caurumu esamību, tostarp šajā rakstā, strikti runājot, ir jāsaprot kā apstiprinājums astronomisku objektu esamībai, kas ir tik blīvi un masīvi, kā arī ar dažiem citiem novērojamiem objektiem. īpašības, ka tās var interpretēt kā melno caurumu vispārējo relativitātes teoriju. Šīs zonas robežu sauc par notikumu horizontu, un tās raksturīgo lielumu sauc par gravitācijas rādiusu. Vienkāršākajā sfēriski simetriskā melnā cauruma gadījumā tas ir vienāds ar Švarcšilda rādiusu. Jautājums par melno caurumu patieso esamību ir cieši saistīts ar to, cik pareiza ir gravitācijas teorija, no kuras izriet to pastāvēšana. Mūsdienu fizikā standarta gravitācijas teorija, kas vislabāk apstiprināta eksperimentāli, ir vispārējā relativitātes teorija (GTR), kas pārliecinoši prognozē melno caurumu veidošanās iespējamību (bet to pastāvēšana ir iespējama arī citu (ne visu) ietvaros. ) modeļi, skatiet tālāk). : Alternatīvās gravitācijas teorijas). Tāpēc novērojumu dati tiek analizēti un interpretēti, pirmkārt, vispārējās relativitātes teorijas kontekstā, lai gan, stingri ņemot, šī teorija nav eksperimentāli apstiprināta apstākļiem, kas atbilst laiktelpas reģionam zvaigžņu melno caurumu tiešā tuvumā. masas (tomēr tas labi apstiprinās apstākļos, kas atbilst supermasīviem melnajiem caurumiem). Tāpēc apgalvojumi par tiešiem pierādījumiem par melno caurumu esamību, tostarp šajā rakstā, strikti runājot, ir jāsaprot kā apstiprinājums astronomisku objektu esamībai, kas ir tik blīvi un masīvi, kā arī ar dažiem citiem novērojamiem objektiem. īpašības, ka tos var interpretēt kā melno caurumu vispārējā relativitātes teorija.notikuma horizonta gravitācijas rādiuss Švarcšilda rādiusa gravitācijas teorijavispārējā relativitātes teorija Alternatīvas gravitācijas teorijasnotikuma horizontagravitācijas rādiuss Švarcšilda rādiusa gravitācijas teorija vispārējā gravitācijas teorija Alternatīvas relativitātes teorija

Magnetārs jeb magnetārs ir neitronu zvaigzne, kurai ir ārkārtīgi spēcīgs magnētiskais lauks (līdz 1011 teslām). Magnetāru teorētiskā eksistence tika prognozēta 1992. gadā, un pirmie pierādījumi par to reālo eksistenci tika iegūti 1998. gadā, kad tika novērots spēcīgs gamma un rentgena starojuma uzliesmojums no SGR avota Akvilas zvaigznājā. Magnetāru kalpošanas laiks ir īss, tas ir apmēram gadi. Magnetāri ir maz pētīts neitronu zvaigžņu veids, jo tikai daži ir pietiekami tuvu Zemei. Magnetāru diametrs ir aptuveni 20 km, bet lielākajai daļai to masa ir lielāka par Saules masu. Magnetārs ir tik saspiests, ka tā vielas zirnis svērtu vairāk nekā 100 miljonus tonnu. Lielākā daļa zināmo magnetāru griežas ļoti ātri, vismaz vairākas rotācijas ap savu asi sekundē. Magnetāra dzīves cikls ir diezgan īss. Viņu spēcīgie magnētiskie lauki pazūd apmēram pēc gadiem, pēc tam to darbība un rentgenstaru emisija beidzas. Saskaņā ar vienu pieņēmumu mūsu galaktikā visā tās pastāvēšanas laikā varēja veidoties līdz 30 miljoniem magnetāru. Magnetāri veidojas no masīvām zvaigznēm, kuru sākotnējā masa ir aptuveni 40 M. Magnetārs jeb magnetārs ir neitronu zvaigzne, kurai ir īpaši spēcīgs magnētiskais lauks (līdz 1011 Teslām). Magnetāru teorētiskā eksistence tika prognozēta 1992. gadā, un pirmie pierādījumi par to reālo eksistenci tika iegūti 1998. gadā, kad tika novērots spēcīgs gamma un rentgena starojuma uzliesmojums no SGR avota Akvilas zvaigznājā. Magnetāru kalpošanas laiks ir īss, tas ir apmēram gadi. Magnetāri ir maz pētīts neitronu zvaigžņu veids, jo tikai daži ir pietiekami tuvu Zemei. Magnetāru diametrs ir aptuveni 20 km, bet vairumam to masa ir lielāka par Saules masu. Magnetārs ir tik saspiests, ka tā vielas zirnis svērtu vairāk nekā 100 miljonus tonnu. Lielākā daļa zināmo magnetāru griežas ļoti ātri, vismaz vairākas rotācijas ap savu asi sekundē. Magnetāra dzīves cikls ir diezgan īss. Viņu spēcīgie magnētiskie lauki pazūd apmēram pēc gadiem, pēc tam to darbība un rentgenstaru emisija beidzas. Saskaņā ar vienu pieņēmumu mūsu galaktikā visā tās pastāvēšanas laikā varēja veidoties līdz 30 miljoniem magnetāru. Magnetāri veidojas no masīvām zvaigznēm ar sākotnējo masu aptuveni 40 M. neitronu zvaigžņu magnētiskais lauks T19921998 gamma starojums SGR Ērglis neitronu zvaigznes Zemes Saule mūsu galaktikas neitronu zvaigznes magnētiskais lauks T1992 1998 gamma starojums mūsu Ērgļa Saules magnētiskais lauks SGR Ērgļa Saule neitronu zvaigzne Uz magnetāra virsmas izveidotie triecieni izraisa milzīgas svārstības zvaigznēs e, a Arī magnētiskā lauka svārstības, kas tos pavada, bieži vien izraisa milzīgus gamma starojuma uzliesmojumus, kas uz Zemes reģistrēti 1979., 1998. un 2004. gadā. Neitronu zvaigznes magnētiskais lauks ir miljons miljonu reižu lielāks nekā Zemes magnētiskais lauks Uz magnetāra virsmas izveidojušās trīces izraisa milzīgas zvaigznes svārstības, un magnētiskā lauka svārstības, kas tos pavada, bieži vien izraisa milzīgus uzliesmojumus. gamma starojumu, kas uz Zemes reģistrēts 1979., 1998. un 2004. gadā. Neitronu zvaigznes magnētiskais lauks ir miljons miljonu reižu lielāks nekā Zemes magnētiskais lauks.
Pulsārs ir kosmisks radio (radio pulsāra), optiskā (optiskā pulsāra), rentgena (rentgena pulsāra) un/vai gamma (gamma pulsāra) starojuma avots, kas nāk uz Zemi periodisku uzliesmojumu (impulsu) veidā. Saskaņā ar dominējošo astrofizisko modeli pulsāri ir rotējošas neitronu zvaigznes ar magnētisko lauku, kas ir slīps pret rotācijas asi, kas izraisa uz Zemi nonākošā starojuma modulāciju. Pirmo pulsāru 1967. gada jūnijā atklāja Džoslina Bela, E. Hjūša aspirante, Kembridžas Universitātes Mallard Radioastronomijas observatorijas Meridiāna radioteleskopā ar viļņa garumu 3,5 m (85,7 MHz). Par šo izcilo rezultātu Hjūšs 1974. gadā saņēma Nobela prēmiju. Šī pulsāra mūsdienu nosaukumi ir PSR B vai PSR J. Pulsar ir kosmisks radio (radio pulsārs), optiskais (optiskais pulsārs), rentgenstaru (rentgena pulsārs) un/vai gamma (gamma pulsārs) starojuma avots. uz Zemi periodisku uzliesmojumu (impulsu) veidā. Saskaņā ar dominējošo astrofizisko modeli pulsāri ir rotējošas neitronu zvaigznes ar magnētisko lauku, kas ir slīps pret rotācijas asi, kas izraisa uz Zemi nonākošā starojuma modulāciju. Pirmo pulsāru 1967. gada jūnijā atklāja Džoslina Bela, E. Hjūša aspirante, Kembridžas Universitātes Mallard Radioastronomijas observatorijas Meridiāna radioteleskopā ar viļņa garumu 3,5 m (85,7 MHz). Par šo izcilo rezultātu Hjūšs 1974. gadā saņēma Nobela prēmiju. Šī pulsāra mūsdienu nosaukumi ir PSR B vai PSR J kosmiskais radio-radio pulsārs optiskais optiskais pulsārs rentgenstaru rentgena pulsārs gamma-gamma pulsārs Zemes periodiskie impulsi astrofizikālie neitronu zvaigznes magnētiskie lauki rotācijas modulācija 1967 Džoselīna Bella absolvente E. Huish radioteleskops Mallard Radio Astronomy Observatory Kembridžas Universitātes viļņa garums 1974 Nobela prēmija PSR B kosmosa radio-radio pulsārs optiskais pulsārs rentgenstaru rentgena pulsārs gamma-gamma pulsārs Zemes periodiskie impulsi astrofizikas neitronu zvaigznes E absolvents magnētisko lauku rotācijas modulācija 1967 Jocelynlla . Hewish radioteleskops Mallard Radio Astronomy Observatory, University of Cambridge viļņa garums 1974 Nobela prēmija PSR B Novērojumu rezultāti tika turēti noslēpumā vairākus mēnešus, un pirmajam atklātajam pulsāram tika dots nosaukums LGM-1 (saīsinājums no Little Green Men). Šis nosaukums bija saistīts ar pieņēmumu, ka šie stingri periodiskie radio emisijas impulsi ir mākslīgas izcelsmes. Tomēr Doplera frekvences nobīde (tipiska avotam, kas riņķo ap zvaigzni) netika konstatēta. Turklāt Huisha grupa atrada vēl 3 līdzīgu signālu avotus. Pēc tam hipotēze par signāliem no ārpuszemes civilizācijas pazuda, un 1968. gada februārī žurnālā Nature parādījās ziņojums par strauji mainīgu nezināma rakstura ārpuszemes radio avotu atklāšanu ar ļoti stabilu frekvenci. Novērošanas rezultāti tika turēti noslēpumā vairākus mēnešus, un pirmajam atklātajam pulsāram tika dots nosaukums LGM-1 (saīsinājums no Little Green Men). Šis nosaukums bija saistīts ar pieņēmumu, ka šie stingri periodiskie radio emisijas impulsi ir mākslīgas izcelsmes. Tomēr Doplera frekvences nobīde (tipiska avotam, kas riņķo ap zvaigzni) netika atklāta. Turklāt Huisha grupa atrada vēl 3 līdzīgu signālu avotus. Pēc tam hipotēze par signāliem no ārpuszemes civilizācijas pazuda, un 1968. gada februārī žurnālā Nature parādījās vēstījums par strauji mainīgu nezināmas dabas ārpuszemes radio avotu atklāšanu ar ļoti stabilu mazo zaļo cilvēciņu Doplera maiņu 1968 Daba mazie zaļie cilvēciņi Doplera maiņa 1968 Daba Vēstījums izraisīja zinātnisku sensāciju. Līdz 1968. gada beigām dažādas observatorijas visā pasaulē bija atklājušas vēl 58 objektus, ko sauc par pulsāriem, tiem veltīto publikāciju skaits pirmajos gados pēc atklāšanas sasniedza vairākus simtus. Astrofiziķi drīz vien nonāca pie vispārējas vienprātības, ka pulsārs vai precīzāk radiopulsārs ir neitronu zvaigzne. Tas izstaro šauri virzītas radio emisijas plūsmas, un neitronu zvaigznes griešanās rezultātā straume ar regulāriem intervāliem nonāk ārēja novērotāja redzes laukā, tādējādi veidojot pulsāru impulsus. Ziņojums izraisīja zinātnisku sensāciju. Līdz 1968. gada beigām dažādas observatorijas visā pasaulē bija atklājušas vēl 58 objektus, ko sauc par pulsāriem, tiem veltīto publikāciju skaits pirmajos gados pēc atklāšanas sasniedza vairākus simtus. Astrofiziķi drīz vien nonāca pie vispārējas vienprātības, ka pulsārs vai precīzāk radiopulsārs ir neitronu zvaigzne. Tas izstaro šauri virzītas radio emisijas plūsmas, un neitronu zvaigznes griešanās rezultātā straume ar regulāriem intervāliem nonāk ārēja novērotāja redzes laukā, tādējādi veidojot pulsāru impulsus. Tuvākie no tiem atrodas aptuveni 0,12 kpc (apmēram 390 gaismas gadu) attālumā no Saules. Uz 2008. gadu jau ir zināmi aptuveni 1790 radiopulsāri (pēc ATNF kataloga). Tuvākie no tiem atrodas aptuveni 0,12 kpc (apmēram 390 gaismas gadu) attālumā no Saules. Tāpat kā radio un rentgena pulsāri, tie ir ļoti magnetizētas neitronu zvaigznes. Atšķirībā no radiopulsāriem, kas paši patērē savu rotācijas enerģiju starojumam, rentgena pulsāri izstaro matērijas uzkrāšanās dēļ no blakus esošās zvaigznes, kas piepilda tās Roša daivu un pulsāra ietekmē pamazām pārvēršas par balto punduri. Rezultātā pulsāra masa lēnām aug, palielinās tā inerces moments un griešanās frekvence, savukārt radiopulsāri, gluži pretēji, laika gaitā palēninās. Parasts pulsārs griežas laikā no dažām sekundēm līdz dažām sekundes desmitdaļām, bet rentgena pulsārs griežas simtiem reižu sekundē. Nedaudz vēlāk tika atklāti periodiska rentgena starojuma avoti, ko sauc par rentgena pulsāriem. Tāpat kā radio un rentgena pulsāri, tie ir ļoti magnetizētas neitronu zvaigznes. Atšķirībā no radiopulsāriem, kas paši patērē savu rotācijas enerģiju starojumam, rentgena pulsāri izstaro matērijas uzkrāšanās dēļ no blakus esošās zvaigznes, kas piepilda tās Roša daivu un pulsāra ietekmē pamazām pārvēršas par balto punduri. Rezultātā pulsāra masa lēnām aug, palielinās tā inerces moments un griešanās frekvence, savukārt radiopulsāri, gluži pretēji, laika gaitā palēninās. Parasts pulsārs griežas laikā no dažām sekundēm līdz dažām sekundes desmitdaļām, bet rentgena pulsārs griežas simtiem reižu sekundē. Rentgenstaru pulsāru akrecija Rošama dobums Inerces momenta griešanās frekvence Rentgenstaru pulsāru akrecija Rošama dobums Inerces momenta rotācijas frekvence

Kad rudenī vakari kļūst tumši, zvaigžņotajās debesīs skaidri redzama plata mirdzoša josla. Tas ir Piena ceļš – milzu arka, kas aptver visas debesis. Ķīniešu leģendās Piena Ceļu sauc par "Debesu upi". Senie grieķi un romieši to sauca par "Debesu ceļu". Teleskops ļāva noskaidrot Piena ceļa dabu. Tas ir neskaitāmu zvaigžņu mirdzums, kas atrodas tik tālu no mums, ka tās atsevišķi nevar atšķirt ar neapbruņotu aci.

Galaktikas diametrs ir aptuveni 30 tūkstoši parseku (gaismas gadu kārtībā) Galaktikā, pēc zemākajām aplēsēm, ir aptuveni 200 miljardi zvaigžņu (mūsdienu aplēses svārstās no 200 līdz 400 miljardiem) 2009. gada janvārī galaktikas masa Tiek lēsts, ka galaktika ir 3 × 1012 Saules masa jeb 6 × 1042 kg. Lielākā daļa Galaktikas masas ir ietverta nevis zvaigznēs un starpzvaigžņu gāzēs, bet gan tumšās vielas nespīdošā oreolā.

Galaktikas vidusdaļā ir sabiezējums, ko sauc par izspiedumu, kura diametrs ir aptuveni 8 tūkstoši parseku. Šķiet, ka Galaktikas centrā ir supermasīvs melnais caurums (Strēlnieks A*), ap kuru, domājams, griežas vidējas masas melnais caurums.

Galaktika pieder pie spirālveida galaktiku klases, kas nozīmē, ka galaktikai ir spirālveida zari, kas atrodas diska plaknē. Jauni dati no molekulārās gāzes (CO) novērojumiem liecina, ka mūsu galaktikai ir divas rokas, kas sākas no stieņa iekšējā daļā. daļa no galaktikas. Turklāt iekšējā daļā ir vēl pāris piedurknes. Pēc tam šīs rokas pārvēršas par četru roku struktūru, kas novērota neitrālajā ūdeņraža līnijā Galaktikas ārējās daļās.

Piena ceļš tiek novērots debesīs kā vāji mirdzoša, izkliedēta bālgana josla, kas iet aptuveni gar debess sfēras lielo apli. Ziemeļu puslodē Piena ceļš šķērso Akvila, Strēlnieka, Gailenes, Zilāņa, Cefeja, Kasiopejas, Perseja, Aurigas, Vērša un Dvīņu zvaigznājus; dienvidos ir vienradzis, kaka, buras, dienvidu krusts, kompass, dienvidu trīsstūris, Skorpions un Strēlnieks. Galaktikas centrs atrodas Strēlnieka zīmē.

Lielākā daļa debess ķermeņu ir apvienoti dažādās rotējošās sistēmās. Tādējādi Mēness riņķo ap Zemi, milzu planētu satelīti veido savas sistēmas, bagātas ar ķermeņiem. Augstākā līmenī Zeme un citas planētas riņķo ap Sauli. Radās dabisks jautājums: vai arī Saule ir daļa no vēl lielākas sistēmas? Pirmo sistemātisko šī jautājuma izpēti 18. gadsimtā veica angļu astronoms Viljams Heršels.

Viņš saskaitīja zvaigžņu skaitu dažādos debess apgabalos un atklāja, ka debesīs ir liels aplis (vēlāk to sauca par galaktisko ekvatoru), kas sadala debesis divās vienādās daļās un uz kura ir vislielākais zvaigžņu skaits. . Turklāt, jo tuvāk šim aplim atrodas debesu daļa, jo vairāk ir zvaigžņu. Beidzot tika atklāts, ka tieši uz šī apļa atrodas Piena ceļš. Pateicoties tam, Heršels uzminēja, ka visas mūsu novērotās zvaigznes veido milzu zvaigžņu sistēmu, kas ir saplacināta galaktikas ekvatora virzienā.

Galaktiku veidošanās vēsture vēl nav pilnībā skaidra. Sākotnēji Piena ceļā bija daudz vairāk starpzvaigžņu vielas (galvenokārt ūdeņraža un hēlija veidā) nekā tagad, kas tika izmantota un joprojām tiek izmantota zvaigžņu veidošanai. Nav pamata uzskatīt, ka šī tendence mainīsies, tāpēc miljardiem gadu laikā vajadzētu sagaidīt turpmāku dabiskās zvaigžņu veidošanās samazināšanos. Pašlaik zvaigznes veidojas galvenokārt Galaktikas rokās.

1 slaids

2 slaids

No kā sastāv galaktika? 1609. gadā, kad izcilais itālis Galilejs Galilejs bija pirmais, kurš pavērsa teleskopu debesīs, viņš uzreiz izdarīja lielisku atklājumu: viņš izdomāja, kas ir Piena ceļš. Izmantojot savu primitīvo teleskopu, viņš spēja sadalīt spožākos Piena ceļa mākoņus atsevišķās zvaigznēs! Bet aiz tiem viņš saskatīja blāvākus mākoņus, taču nespēja atrisināt to noslēpumu, lai gan pareizi secināja, ka arī tiem jāsastāv no zvaigznēm. Šodien mēs zinām, ka viņam bija taisnība.

3 slaids

Piena ceļš faktiski sastāv no 200 miljardiem zvaigžņu. Un Saule ar savām planētām ir tikai viena no tām. Tajā pašā laikā mūsu Saules sistēma ir attālināta no Piena Ceļa centra par aptuveni divām trešdaļām no tā rādiusa. Mēs dzīvojam mūsu galaktikas nomalē. Piena ceļš ir veidots kā aplis. Tās centrā zvaigznes ir blīvākas un veido milzīgu blīvu kopu. Apļa ārējās robežas ir manāmi izlīdzinātas un kļūst plānākas malās. Skatoties no ārpuses, Piena Ceļš, iespējams, atgādina planētu Saturns ar saviem gredzeniem.

4 slaids

Gāzes miglāji Vēlāk tika atklāts, ka Piena ceļš sastāv ne tikai no zvaigznēm, bet arī no gāzes un putekļu mākoņiem, kas virpuļo diezgan lēni un nejauši. Tomēr šajā gadījumā gāzes mākoņi atrodas tikai diska iekšpusē. Daži gāzes miglāji spīd ar daudzkrāsainu gaismu. Viens no slavenākajiem ir miglājs Oriona zvaigznājā, kas ir redzams pat ar neapbruņotu aci. Šodien mēs zinām, ka šādi gāzveida vai izkliedēti miglāji kalpo kā šūpulis jaunām zvaigznēm.

5 slaids

Piena ceļš lielā aplī apņem debess sfēru. Zemes ziemeļu puslodes iemītniekiem rudens vakaros izdodas ieraudzīt to Piena ceļa daļu, kas iet cauri Kasiopejai, Kefejam, Cigunam, Ērglim un Strēlniekam, un no rīta parādās citi zvaigznāji. Zemes dienvidu puslodē Piena ceļš stiepjas no Strēlnieka zvaigznāja līdz zvaigznājiem Skorpions, Kompass, Kentaura, Dienvidu krusts, Karīna, Strēlnieks.

6 slaids

Piena ceļš, kas iet cauri zvaigžņotajai dienvidu puslodes izkliedei, ir pārsteidzoši skaists un spilgts. Strēlnieka, Skorpiona un Scutum zvaigznājos ir daudz spilgti mirdzošu zvaigžņu mākoņu. Tieši šajā virzienā atrodas mūsu Galaktikas centrs. Šajā pašā Piena ceļa daļā īpaši skaidri izceļas tumši kosmisko putekļu mākoņi – tumši miglāji. Ja šo tumšo, necaurspīdīgo miglāju nebūtu, Piena ceļš galaktikas centra virzienā būtu tūkstoš reižu gaišāks. Skatoties uz Piena ceļu, nav viegli iedomāties, ka tas sastāv no daudzām zvaigznēm, kuras ar neapbruņotu aci nav atšķiramas. Bet cilvēki to saprata jau sen. Viens no šiem minējumiem tiek attiecināts uz Senās Grieķijas zinātnieku un filozofu Demokritu. Viņš dzīvoja gandrīz divus tūkstošus gadu agrāk nekā Galileo, kurš pirmais pierādīja Piena Ceļa zvaigžņu dabu, pamatojoties uz teleskopu novērojumiem. Savā slavenajā “Zvaigžņotajā vēstnesī” 1609. gadā Galilejs rakstīja: “Es pievērsos Piena Ceļa būtības jeb būtības novērošanai, un ar teleskopa palīdzību izrādījās, ka ir iespējams to padarīt tik pieejamu mūsu redzei. ka visi strīdi apklusa paši no sevis, pateicoties skaidrībai un pierādījumiem, ka esmu atbrīvots no ilgām debatēm. Patiesībā Piena Ceļš ir nekas vairāk kā neskaitāms zvaigžņu skaits, kas it kā atrodas kaudzēm, neatkarīgi no tā, uz kuru apgabalu ir vērsts teleskops, tagad kļūst redzams milzīgs skaits zvaigžņu, no kurām daudzas ir diezgan spilgtas un labi redzamas. , bet vājāko zvaigžņu skaitu nemaz nevar saskaitīt. Kādas attiecības Piena Ceļa zvaigznēm ir ar vienīgo zvaigzni Saules sistēmā, mūsu Sauli? Atbilde tagad ir vispārzināma. Saule ir viena no mūsu galaktikas, Piena Ceļa galaktikas, zvaigznēm. Kādu vietu Piena ceļā ieņem Saule? Jau no tā, ka Piena Ceļš lielā lokā apņem mūsu debesis, zinātnieki secinājuši, ka Saule atrodas netālu no Piena Ceļa galvenās plaknes. Lai iegūtu precīzāku priekšstatu par Saules stāvokli Piena ceļā un pēc tam iedomāties, kāda ir mūsu Galaktikas forma kosmosā, astronomi (V. Heršels, V. Ja. Struve u.c.) izmantoja zvaigžņu skaitīšanas metodi. Lieta ir tāda, ka dažādās debess daļās tiek skaitīts zvaigžņu skaits secīgā zvaigžņu lieluma intervālā. Ja pieņemam, ka zvaigžņu spožums ir vienāds, tad no novērotā spilgtuma varam spriest par attālumiem līdz zvaigznēm, tad, pieņemot, ka zvaigznes ir vienmērīgi sadalītas telpā, ņemam vērā zvaigžņu skaitu, kas atrodas sfēriskos tilpumos. centrēta uz Sauli.

7 slaids

Karstas zvaigznes Dienvidu Piena Ceļā Karsti zilas zvaigznes, sarkani kvēlojošs ūdeņradis un tumši, aptumšojoši putekļu mākoņi ir izkaisīti visā šajā iespaidīgajā Piena ceļa reģionā Aras dienvidu zvaigznājā. Zvaigznes kreisajā pusē, 4000 gaismas gadu attālumā no Zemes, ir jaunas, masīvas, izstaro enerģisku ultravioleto starojumu, kas jonizē apkārtējos zvaigznes veidojošos ūdeņraža mākoņus, izraisot līnijai raksturīgo sarkano mirdzumu. Pa labi uz tumša putekļaina miglāja fona ir redzams neliels jaundzimušo zvaigžņu kopums.

8 slaids

Piena ceļa centrālais reģions. Deviņdesmitajos gados COBE (COsmic Background Explorer) satelīts skenēja visas debesis infrasarkanajā gaismā. Attēls, ko redzat, ir Piena ceļa centrālā reģiona pētījuma rezultāts. Piena Ceļš ir parasta spirālveida galaktika, kurai ir centrālais izliekums un pagarināts zvaigžņu disks. Gāze un putekļi diskā absorbē redzamo starojumu, traucējot galaktikas centra novērojumiem. Tā kā infrasarkano gaismu mazāk absorbē gāze un putekļi, COBE satelīta difūzā infrasarkanā fona eksperiments (DIRBE) nosaka šo starojumu no zvaigznēm, kas ieskauj galaktikas centru. Iepriekš redzamais attēls ir galaktikas centra skats no 30 000 gaismas gadu attāluma (tas ir attālums no Saules līdz mūsu galaktikas centram). DIBRE eksperimentā tiek izmantota šķidrā hēlija dzesēšanas iekārta, kas īpaši paredzēta infrasarkanā starojuma noteikšanai, pret kuru cilvēka acs ir nejutīga.

9. slaids

Piena Ceļa centrā Mūsu Piena Ceļa galaktikas centrā ir melnais caurums, kura masa ir vairāk nekā divus miljonus reižu lielāka par Saules masu. Iepriekš tas bija pretrunīgs paziņojums, taču šis pārsteidzošais secinājums tagad praktiski nav apšaubāms. Tas ir balstīts uz novērojumiem par zvaigznēm, kas riņķo ļoti tuvu Galaktikas centram. Izmantojot vienu no Paranālas observatorijas ļoti lielajiem teleskopiem un NACO uzlaboto infrasarkano kameru, astronomi pacietīgi izsekoja vienas zvaigznes orbītai, kas apzīmēta ar S2, jo tā atradās aptuveni 17 gaismas stundu attālumā no Piena Ceļa centra (17 gaismas stundas ir tikai trīs reizes lielāka orbītas rādiuss Plutons). Viņu rezultāti pārliecinoši parāda, ka S2 virza kolosāls gravitācijas spēks, ko rada neredzams objekts, kuram vajadzētu būt ārkārtīgi kompaktam - supermasīvam melnam caurumam. Šis dziļais gandrīz infrasarkanais attēls no NACO parāda 2 gaismas gadu platu ar zvaigznēm piepildītu reģionu Piena ceļa centrā, un precīzu centra atrašanās vietu norāda bultiņas. Pateicoties NACO kameras spējai izsekot zvaigznēm tik tuvu galaktikas centram, astronomi var novērot zvaigznes orbītu ap supermasīvu melno caurumu. Tas ļauj precīzi noteikt melnā cauruma masu un, iespējams, veikt iepriekš neiespējamu Einšteina gravitācijas teorijas pārbaudi.

10 slaids

Kā izskatās Piena ceļš? Kā mūsu Piena Ceļa galaktika izskatās no attāluma? Neviens to precīzi nezina, jo mēs atrodamies mūsu galaktikas iekšienē, un turklāt necaurredzami putekļi ierobežo mūsu skatu redzamajā gaismā. Tomēr šis skaitlis parāda diezgan ticamu pieņēmumu, kas balstīts uz daudziem novērojumiem. Piena ceļa centrā ir ļoti spilgts kodols, kas ieskauj milzīgu melno caurumu. Pašlaik tiek pieņemts, ka Piena Ceļa spilgtais centrālais izliekums ir asimetriska relatīvi vecu sarkanu zvaigžņu josla. Ārējos reģionos ir spirālveida zari, kuru izskatu izraisa atklātas jaunu, spilgti zilu zvaigžņu kopas, sarkani emisijas miglāji un tumši putekļi. Spirālveida zari atrodas diskā, kura lielāko daļu veido salīdzinoši vājas zvaigznes un retināta gāze - galvenokārt ūdeņradis. Nav parādīts milzīgais neredzamās tumšās vielas sfēriskais oreols, kas veido lielāko daļu Piena Ceļa masas un virza zvaigžņu kustību tālu no tā centra.

11 slaids

PIENA CEĻS — miglains spīdums nakts debesīs no miljardiem zvaigžņu mūsu galaktikā. Piena Ceļa josla apņem debesis plašā gredzenā. Piena ceļš ir īpaši redzams prom no pilsētas gaismas. Ziemeļu puslodē to ir ērti novērot ap pusnakti jūlijā, 22.00 augustā vai 20.00 septembrī, kad Zilāņa zvaigznāja Ziemeļu krusts atrodas pie zenīta. Sekojot Piena Ceļa mirdzošajai svītrai uz ziemeļiem vai ziemeļaustrumiem, mēs ejam garām W-veida Kasiopejas zvaigznājam un virzāmies uz spožo zvaigzni Capella. Aiz kapelas jūs varat redzēt, kā Piena Ceļa mazāk platā un gaišā daļa iet tieši uz austrumiem no Oriona jostas un sliecas pret horizontu netālu no Sīriusa, spožākās zvaigznes debesīs. Piena ceļa spožākā daļa ir redzama uz dienvidiem vai dienvidrietumiem brīžos, kad virs galvas atrodas Ziemeļu krusts. Tajā pašā laikā ir redzami divi Piena ceļa atzari, kurus atdala tumša sprauga. Scutum mākonis, ko E. Barnards nodēvēja par “Piena ceļa dārgakmeni”, atrodas pusceļā uz zenītu, un lejā atrodas lieliskie Strēlnieka un Skorpiona zvaigznāji.

12 slaids

REIZ PIENA CEĻS SADARĪJIES AR CITU GALAKTIKU Jaunākie astronomu pētījumi liecina, ka pirms miljardiem gadu mūsu Piena Ceļa galaktika sadūrās ar citu, mazāku galaktiku, un šīs mijiedarbības rezultāti šīs galaktikas palieku veidā joprojām atrodas Visumā. . Pēc aptuveni 1500 Saulei līdzīgu zvaigžņu novērošanas starptautiska pētnieku grupa secināja, ka to trajektorija, kā arī to relatīvās pozīcijas var liecināt par šādu sadursmi. "Piena Ceļš ir liela galaktika, un mēs uzskatām, ka tā izveidojās, apvienojoties vairākām mazākām galaktikām," sacīja Rozmarija Vaiza no Džona Hopkinsa universitātes. Vis un viņas kolēģi no Apvienotās Karalistes un Austrālijas novēroja Piena ceļa perifērās zonas, uzskatot, ka tieši tur varētu būt sadursmju pēdas. Pētījuma rezultātu sākotnējā analīze apstiprināja viņu pieņēmumu, un paplašināta meklēšana (zinātnieki plāno izpētīt aptuveni 10 tūkstošus zvaigžņu) ļaus to precīzi noteikt. Sadursmes, kas notikušas pagātnē, var atkārtoties nākotnē. Tātad, saskaņā ar aprēķiniem, pēc miljardiem gadu vajadzētu sadurties Piena Ceļam un Andromedas miglājam, kas ir mums tuvākā spirālveida galaktika.

13. slaids

Leģenda... Ir daudz leģendu, kas stāsta par Piena Ceļa izcelsmi. Īpašu uzmanību ir pelnījuši divi līdzīgi sengrieķu mīti, kas atklāj vārda Galaxias (????????) etimoloģiju un saistību ar pienu (????). Viena no leģendām vēsta par mātes pienu, kas pāri debesīm izlijis no dievietes Hēras, kura zīdīja Herkulu. Kad Hēra uzzināja, ka mazulis, kuru viņa baro ar krūti, nav viņas pašas bērns, bet gan Zeva ārlaulības dēls un zemes sieviete, viņa viņu atgrūda un izlijušais piens kļuva par Piena ceļu. Cita leģenda vēsta, ka izlijušais piens ir Kronosa sievas Rejas piens un mazulis bijis pats Zevs. Kronoss aprija savus bērnus, jo tika pareģots, ka viņa paša dēls viņu nogāzīs no Panteona virsotnes. Reja izstrādāja plānu, kā glābt savu sesto dēlu, jaundzimušo Zevu. Viņa ietina akmeni bērnu drēbēs un paslidināja to Kronosam. Kronoss lūdza viņai vēl vienu reizi pabarot dēlu, pirms viņš to norija. Piens, kas izlijis no Rejas krūtīm uz kailas klints, vēlāk kļuva pazīstams kā Piena ceļš.

14 slaids

Superdators (1 daļa) Viens no ātrākajiem datoriem pasaulē tika īpaši izstrādāts, lai simulētu astronomisko objektu gravitācijas mijiedarbību. Nododot to ekspluatācijā, zinātnieki saņēma jaudīgu instrumentu zvaigžņu un galaktiku kopu evolūcijas izpētei. Jauno superdatoru ar nosaukumu GravitySimulator izstrādāja Deivids Merits no Ročesteras Tehnoloģiju institūta (RIT), Ņujorkā. Tas ievieš jaunu tehnoloģiju - veiktspējas pieaugums tika sasniegts, izmantojot īpašus Gravity Pipelines paātrinājuma dēļus. Ar produktivitāti sasniedzot 4 triljonus. operācijas sekundē GravitySimulator iekļuva pasaules jaudīgāko superdatoru simtniekā un kļuva par otro jaudīgāko starp līdzīgas arhitektūras mašīnām. Tās izmaksas ir 500 tūkstoši dolāru. Saskaņā ar Universe Today teikto, GravitySimulator ir paredzēts, lai atrisinātu klasisko N-ķermeņu gravitācijas mijiedarbības problēmu. Produktivitāte 4 triljoni. operācijas sekundē ļauj mums izveidot 4 miljonu zvaigžņu vienlaicīgas mijiedarbības modeli, kas ir absolūts rekords astronomisko aprēķinu praksē. Līdz šim, izmantojot standarta datorus, bija iespējams simulēt gravitācijas mijiedarbību ne vairāk kā vairākiem tūkstošiem zvaigžņu vienlaicīgi. Uzstādot superdatoru RIT šopavasar, Merits un viņa līdzstrādnieki pirmo reizi spēja izveidot modeli šauram melno caurumu pārim, kas veidojas, saplūstot divām galaktikām.

15 slaids

Superdators (2. daļa) "Ir zināms, ka lielākajā daļā galaktiku centrā ir melnais caurums," problēmas būtību skaidro Dr. Merits. - Kad galaktikas saplūst, veidojas viens lielāks melnais caurums. Pats apvienošanās process notiek ar galaktiku centra tiešā tuvumā esošo zvaigžņu absorbciju un vienlaicīgu izmešanu. Šķiet, ka tuvumā esošo galaktiku, kas mijiedarbojas, novērojumi apstiprina teorētiskos modeļus. Tomēr līdz šim pieejamā datora jauda nav ļāvusi izveidot skaitlisku modeli teorijas pārbaudei. Šī ir pirmā reize, kad mums tas izdodas." Nākamais uzdevums, pie kura strādās RIT astrofiziķi, ir zvaigžņu dinamikas izpēte Piena ceļa centrālajos reģionos, lai izprastu melnā cauruma veidošanās būtību mūsu pašu galaktikas centrā. Dr. Merits uzskata, ka papildus specifisku liela mēroga problēmu risināšanai astronomijas jomā, viena no pasaulē jaudīgākajiem datoriem uzstādīšana Ročesteras Tehnoloģiju institūtu padarīs par līderi citās zinātnes jomās. Jau otro gadu jaudīgākais superdators paliek BlueGene/L, kas radīts IBM un uzstādīts Lawrence Livermore Laboratory, ASV. Pašlaik tā ātrums ir 136,8 teraflopi, bet tā galīgā konfigurācija ar 65 536 procesoriem to vismaz dubultos.

16 slaids

Piena Ceļu sistēma Piena Ceļu sistēma ir plaša zvaigžņu sistēma (galaktika), kurai pieder Saule. Piena Ceļa sistēma sastāv no daudzām dažāda veida zvaigznēm, kā arī zvaigžņu kopām un asociācijām, gāzu un putekļu miglājiem un atsevišķiem atomiem un daļiņām, kas izkaisītas starpzvaigžņu telpā. Lielākā daļa no tiem aizņem lēcas formas tilpumu, kura diametrs ir aptuveni 100 000 un biezums ir aptuveni 12 000 gaismas gadu. Mazākā daļa aizpilda gandrīz sfērisku tilpumu ar aptuveni 50 000 gaismas gadu rādiusu. Visas galaktikas sastāvdaļas ir savienotas vienā dinamiskā sistēmā, kas rotē ap nelielu simetrijas asi. Sistēmas centrs atrodas zvaigznāja virzienā Strēlnieks.

17. slaids

Piena Ceļa vecums tika novērtēts, izmantojot radioizotopus. Viņi mēģināja noteikt Galaktikas (un, vispārīgi runājot, Visuma) vecumu, līdzīgi tam, kādu izmantoja arheologi. Nikolass Daufas no Čikāgas universitātes ierosināja salīdzināt dažādu radioizotopu saturu Piena ceļa perifērijā un Saules sistēmas ķermeņos. Raksts par to tika publicēts žurnālā Nature. Novērtēšanai izvēlēti torijs-232 un urāns-238: to pussabrukšanas periodi ir salīdzināmi ar laiku, kas pagājis kopš Lielā sprādziena. Ja sākumā zināt precīzu to daudzumu attiecību, tad pēc pašreizējām koncentrācijām var viegli novērtēt, cik daudz laika ir pagājis. No vienas vecas zvaigznes spektra, kas atrodas uz Piena ceļa robežas, astronomi varēja noskaidrot, cik daudz torija un urāna tajā ir. Problēma bija tā, ka zvaigznes oriģinālais sastāvs nebija zināms. Daufam bija jāvēršas pēc informācijas par meteorītiem. To vecums (apmēram 4,5 miljardi gadu) ir zināms pietiekami precīzi un ir salīdzināms ar Saules sistēmas vecumu, un smago elementu saturs veidošanās brīdī bija tāds pats kā Saules matērijai. Uzskatot, ka Saule ir “vidēja” zvaigzne, Daufas šīs īpašības pārnesa uz sākotnējo analīzes priekšmetu. Aprēķini liecina, ka Galaktikas vecums ir 14 miljardi gadu, un kļūda ir aptuveni viena septītā daļa no faktiskās vērtības. Iepriekšējais skaitlis - 12 miljardi - ir diezgan tuvu šim rezultātam. Astronomi to ieguva, salīdzinot lodveida kopu un atsevišķu balto punduru īpašības. Tomēr, kā atzīmē Daufas, šī pieeja prasa papildu pieņēmumus par zvaigžņu evolūciju, savukārt viņa metode ir balstīta uz fundamentāliem fizikāliem principiem.

18 slaids

Piena ceļa sirds Zinātniekiem izdevās paskatīties uz mūsu galaktikas sirdi. Izmantojot Čandras kosmisko teleskopu, tika apkopots mozaīkas attēls, kas aptver 400 x 900 gaismas gadu attālumu. Uz tā zinātnieki ieraudzīja vietu, kur zvaigznes mirst un atdzimst pārsteidzoši bieži. Turklāt šajā nozarē ir atklāts vairāk nekā tūkstotis jaunu rentgena avotu. Lielākā daļa rentgenstaru neiekļūst tālāk par Zemes atmosfēru, tāpēc šādus novērojumus var veikt, tikai izmantojot kosmosa teleskopus. Mirstot, zvaigznes atstāj gāzu un putekļu mākoņus, kas tiek izspiesti no centra un, atdziestot, pārvietojas uz attālām galaktikas zonām. Šie kosmiskie putekļi satur visu elementu spektru, ieskaitot tos, kas ir mūsu ķermeņa būvētāji. Tātad mēs esam burtiski izgatavoti no zvaigžņu pelniem.

19. slaids

Piena Ceļš atrada vēl četrus pavadoņus Pirms pieciem gadsimtiem, 1519. gada augustā, portugāļu admirālis Fernando Magelāns devās ceļojumā apkārt pasaulei. Brauciena laikā tika noteikti precīzi Zemes izmēri, atklāta starptautiskā datuma līnija, kā arī divi nelieli miglaini mākoņi dienvidu platuma grādu debesīs, kas pavadīja jūrniekus skaidrās zvaigžņotās naktīs. Un, lai gan lielajam jūras kara flotes komandierim nebija ne jausmas par šo spokaino kondensāciju, vēlāk saukto par Lielo un Mazo Magelāna mākoņu, patieso izcelsmi, tieši tad tika atklāti pirmie Piena Ceļa pavadoņi (pundurgalaktikas). Šo lielo zvaigžņu kopu būtība beidzot tika noskaidrota tikai 20. gadsimta sākumā, kad astronomi iemācījās noteikt attālumus līdz šādiem debess objektiem. Izrādījās, ka gaisma no Lielā Magelāna mākoņa ceļo pie mums 170 tūkstošus gadu, bet no Mazā Magelāna mākoņa - 200 tūkstošus gadu, un viņi paši pārstāv milzīgu zvaigžņu kopu. Vairāk nekā pusgadsimtu šīs pundurgalaktikas tika uzskatītas par vienīgajām mūsu Galaktikas tuvumā, taču pašreizējā gadsimtā to skaits ir pieaudzis līdz 20, pēdējos 10 pavadoņus atklājot divu gadu laikā! Nākamo soli jaunu Piena ceļa ģimenes locekļu meklējumos palīdzēja veikt novērojumi Sloan Digital Sky Survey (SDSS) ietvaros. Pavisam nesen zinātnieki SDSS attēlos atrada četrus jaunus satelītus, kas atrodas tālu no Zemes 100 līdz 500 tūkstošu gaismas gadu attālumā. Tie atrodas debesīs Coma Berenices, Canes Venatici, Hercules un Leo zvaigznāju virzienā. Astronomu vidū pundurgalaktikas, kas riņķo ap mūsu zvaigžņu sistēmas centru (kuras diametrs ir aptuveni 100 000 gaismas gadu), parasti sauc to zvaigznāju nosaukumos, kuros tās atrodas. Rezultātā jaunie debesu objekti tika nosaukti par Coma Berenices, Canes Venatici II, Hercules un Leo IV. Tas nozīmē, ka otra šāda galaktika jau ir atklāta Canes Venatici zvaigznājā, bet ceturtā - Lauvas zvaigznājā. Lielākais šīs grupas pārstāvis ir Hercules, kura diametrs ir 1000 gaismas gadu, bet mazākais ir Coma Berenice (200 gaismas gadi). Ir patīkami atzīmēt, ka visas četras minigalaktikas atklāja grupa Kembridžas Universitātē (Lielbritānija), kuru vadīja krievu zinātnieks Vasīlijs Belokurovs.

20 slaids

Šādas salīdzinoši mazas zvaigžņu sistēmas var klasificēt kā lielas lodveida kopas, nevis galaktikas, tāpēc zinātnieki apsver iespēju šādiem objektiem piemērot jaunu terminu - “hobiti” (hobiti jeb mazie rūķīši). Jaunas objektu klases nosaukums ir tikai laika jautājums. Galvenais ir tas, ka astronomiem tagad ir unikāla iespēja novērtēt kopējo pundurzvaigžņu sistēmu skaitu Piena Ceļa tuvumā. Sākotnējie aprēķini liecina, ka šis skaitlis sasniedz piecdesmit. Būs grūtāk atklāt atlikušos slēptos “rūķīšus”, jo to spīdums ir ārkārtīgi vājš. Citas zvaigžņu kopas palīdz tām paslēpties, radot papildu fonu starojuma uztvērējiem. Vienīgais, kas palīdz, ir pundurgalaktiku īpatnība, ka tajās ir tikai šāda veida objektiem raksturīgas zvaigznes. Tāpēc, atklājot fotogrāfijās nepieciešamās zvaigžņu asociācijas, atliek vien pārbaudīt to patieso atrašanās vietu debesīs. Tomēr diezgan liels skaits šādu objektu rada jaunus jautājumus tā sauktās “siltās” tumšās matērijas piekritējiem, kuras kustība notiek ātrāk nekā “aukstās” neredzamās vielas teorijas ietvaros. Pundurgalaktiku veidošanās drīzāk iespējama ar matērijas lēnu kustību, kas labāk nodrošina gravitācijas “kopu” saplūšanu un līdz ar to galaktiku kopu rašanos. Tomēr jebkurā gadījumā tumšās vielas klātbūtne minigalaktiku veidošanās laikā ir obligāta, tāpēc šiem objektiem tiek pievērsta tik liela uzmanība. Turklāt saskaņā ar mūsdienu kosmoloģiskajiem uzskatiem nākotnes milzu zvaigžņu sistēmu prototipi “izaug” no pundurgalaktikām saplūšanas procesā. Pateicoties nesenajiem atklājumiem, mēs uzzinām arvien vairāk detaļu par perifēriju šī vārda vispārējā nozīmē. Saules sistēmas perifērija liek sevi manīt ar jauniem objektiem Kuipera joslā, kā redzam, arī mūsu Galaktikas apkārtne nav tukša. Visbeidzot, novērojamā Visuma nomales ir kļuvušas vēl slavenākas: 11 miljardu gaismas gadu attālumā ir atklāta visattālākā galaktiku kopa. Bet vairāk par to nākamajās ziņās.

Mūsu galaktika piena ceļš

Vera Viktorovna Ryzhakova, fizikas skolotāja, MOAU 1. vidusskola, Šimanovska, Amūras apgabals

Problemātisks jautājums

• Kas notiek, kad saduras divas galaktikas?
• Kas notiek, kad saduras divas galaktikas?
• Kas notiek, kad saduras divas galaktikas?
• Kas notiek, kad saduras divas galaktikas?
• Kas notiek, kad saduras divas galaktikas?
• Kas notiek, kad saduras divas galaktikas?

Hipotēzes

• Viņi izklīdīs, viens otru nemanot
• Saplūdīs vienā jaunā
• Viņi eksplodēs un lidos dažādos virzienos

Pētījuma objekts

• Galaktika

Uzdevumi

• Uzziniet mūsu galaktikas struktūru
• Uzziniet Piena Ceļa galaktikas izmēru
• Apsveriet zvaigžņu kustību un Galaktiku kopumā
• Atbildiet uz problemātisku jautājumu

Informācijas avoti

• Mācību grāmata B.A.Veļjamovs, E.K.Strout “Astronomijas 11.klases pamatlīmenis”, Bustards, 2014, 25.punkts, 171.-187.lpp.
• Internets astrogalaxy.ru/151.html Mūsu galaktika. Mūsu galaktika ir zvaigžņu māja, kurā mēs dzīvojam.
• Video https://www.youtube.com/watch?v=ZdF2wX5GfdU (4,08 min)

• https://www.youtube.com/watch?v=DGvvEPBtPCI (1,17 min)
• Nodarbības maršruta lapa

• Piena galaktika,
• kurā dzīvojam
• Izkaisīti kosmosā
• Dzirkstošs lietus.
• Mēs varam lidot apkārt
• viņa kādreiz
• Zvanam uz mūsu galaktiku
• Mēs vienkārši...

Darbs piezīmju grāmatiņā

Raksturīgs

Grafiskais attēls

Galaktikas projekcija uz debess sfēru (skats uz galaktiku no Zemes)

Galaktikas struktūras modelis (skats no sāniem), kas norāda izmērus un dominējošos debess ķermeņus katrā no struktūras komponentiem

Galaktikas struktūras modelis (skats uz galaktikas disku no augšas) ar telpisko strukturālo komponentu attēlu un Saules stāvokļa norādi

zvaigžņu kopa

Klastera nosaukums

Piemērs, atrašanās vieta galaktikā

Lodveida kopas

Zvaigžņu "populācija"

Atvērtie klasteri

Klasteru vecums

Zvaigžņu asociācijas

Zvaigžņu skaits klasterī

Īpašs

ness

Galvenie secinājumi

• - zvaigznes neveidojas vienas, bet gan grupās;
• - zvaigžņu veidošanās process turpinās līdz pat šai dienai;
• - Galaktikas evolūcija - zvaigžņu veidošanās procesa vēsture tajā;
• zvaigznes kustas

Zvaigžņu kustības pazīmju noteikšanas metodes

• - zvaigznāja izskata salīdzinājums dažādos laika periodos, attālināti viens no otra;
• - zvaigžņoto debesu apgabalu fotogrāfisks salīdzinājums, izmantojot vienu un to pašu teleskopu laika intervālos;
• - radiālā ātruma izpēte, ko nosaka līniju nobīde zvaigznes spektrā (pēc Doplera efekta).

S/R 25.punkta 4.punkts

1 . Kur galaktikā atrodas Saule un kādas ir zvaigžņu radiālā ātruma pazīmes attiecībā pret Sauli?

2. Definējiet jēdzienu "zvaigznes virsotne". Kādā virzienā atrodas Saules virsotne?

3. Kāds ir Saules apgriezienu periods ap Galaktikas centru?

4. Formulēt jēdziena “korotācijas aplis” definīciju. Kādas ir Saules sistēmas pozīcijas galaktikā priekšrocības?

secinājumus- galaktikas disks griežas; - rotācijas periods ir atšķirīgs dažādiem attālumiem no centra, Galaxy negriežas kā stingrs korpuss; - lineārais ātrums ar attālumu no centra vispirms strauji palielinās, tad ļoti lielā attālumā paliek nemainīgs un pat palielinās

Darbs ar datoru

1. Noskatieties video

“Piena ceļa un Andromedas galaktiku sadursme” https://www.youtube.com/watch?v=DGvvEPBtPCI (1,17 min)

2. Atbildiet uz problēmas jautājumu

Mājasdarbs

25.1., 25.2., 25.4. praktiski uzdevumi.

• Ar kādu leņķisko diametru mūsu Galaktika, kuras diametrs ir 0,03 Mpc, būs redzama novērotājam, kas atrodas galaktikā M31 (Andromēdas miglājs) 600 kpc attālumā?
• 2. Izmantojot kustīgu zvaigžņu karti, nosakiet, kuriem zvaigznājiem Piena Ceļš iet cauri.

Projekta tēmas (pa grupām) 1. Galaktikas izpētes vēsture. 2. Leģendas par pasaules tautām, kas raksturo debesīs redzamo Piena ceļu. 3. Visuma “salas” struktūras atklājums, V. Ya. 4. V. Heršela galaktikas modelis. 5. Apslēptās masas noslēpums. 6 eksperimenti vāji interaktīvu masīvu daļiņu noteikšanai - vāji mijiedarbojošas masīvas daļiņas. 7. B. A. Voroncova-Veļiaminova un R. Trumplera pētījums par starpzvaigžņu gaismas absorbciju. Interneta resursi http://www.youtube.com/watch?v=_sQD0Fbr FCw — mūsu galaktika. Piena ceļš. http://www.youtube.com/watch?v=99PR9HSDp BI — mūsu galaktika. Skats no ārpuses.