Prezentácia na tému „Mliečna dráha je naša galaxia. Prezentácia na tému "Naša galaxia. Mliečna dráha" Prezentácia o fyzike na tému Mliečna dráha

Na Zemi je rok čas potrebný na to, aby Zem urobila úplnú revolúciu okolo Slnka. Každých 365 dní sa vraciame do rovnakého bodu. Naša slnečná sústava sa točí rovnakým spôsobom okolo čiernej diery umiestnenej v strede galaxie. Úplná revolúcia však trvá 250 miliónov rokov. To znamená, že odkedy dinosaury zmizli, urobili sme len štvrtinu úplnej revolúcie. V popisoch slnečnej sústavy sa zriedka spomína, že sa pohybuje vesmírom, ako všetko ostatné v našom svete. Vo vzťahu k stredu Mliečnej dráhy sa slnečná sústava pohybuje rýchlosťou 792-tisíc kilometrov za hodinu. Aby som veci uviedol na pravú mieru, ak by ste sa pohybovali rovnakou rýchlosťou, mohli by ste cestovať okolo sveta za 3 minúty. Časový úsek, počas ktorého sa Slnku podarí urobiť úplnú revolúciu okolo stredu Mliečnej dráhy, sa nazýva galaktický rok. Odhaduje sa, že Slnko doteraz žilo len 18 galaktických rokov.

Štruktúra vesmíru Štruktúra vesmíru Mliečna dráha v staroveku Mliečna dráha Galaxia obsahuje podľa najnižšieho odhadu asi 200 miliárd hviezd, pričom väčšina hviezd má tvar plochého disku. K januáru 2009 sa hmotnosť Galaxie odhaduje na 3·10^12 hmotností Slnka alebo 6·10^42 kg.


Jadro V strednej časti Galaxie sa nachádza zhrubnutie nazývané vydutina, ktorá má priemer asi 8 tisíc parsekov. Zdá sa, že v strede Galaxie sa nachádza supermasívna čierna diera (Sagittarius A*), okolo ktorej sa pravdepodobne otáča čierna diera strednej hmotnosti. Ich spoločný gravitačný účinok na susedné hviezdy spôsobuje, že sa tieto pohybujú po nezvyčajných trajektóriách balgemangl.supermasívna čierna diera Strelec A* Stred galaktického jadra sa nachádza v súhvezdí Strelec (α = 265°, δ = 29°). Vzdialenosť od Slnka do stredu Galaxie je 8,5 kiloparsekov (2,62·10^17 km alebo svetelných rokov). súhvezdie Strelec


Ramená Galaxia patrí do triedy špirálových galaxií, čo znamená, že galaxia má špirálové ramená umiestnené v rovine disku. Disk je ponorený do sférického halo a okolo neho je sférická koróna. Slnečná sústava sa nachádza vo vzdialenosti 8,5 tisíc parsekov od galaktického stredu, v blízkosti roviny Galaxie (posun k severnému pólu Galaxie je len 10 parsekov), na vnútornom okraji ramena nazývaného Orionské rameno. . Toto usporiadanie neumožňuje vizuálne pozorovať tvar rukávov. Nové údaje z pozorovaní molekulárneho plynu (CO) naznačujú, že naša Galaxia má dve ramená, začínajúce na priečke vo vnútornej časti Galaxie. Okrem toho je vo vnútornej časti ešte pár rukávov. Tieto ramená sa potom premenia na štvorramennú štruktúru pozorovanú v neutrálnej vodíkovej línii vo vonkajších častiach Galaxie. Galaxia patrí do triedy špirálových galaxií, čo znamená, že Galaxia má špirálové ramená umiestnené v rovine disku. Disk je ponorený do sférického halo a okolo neho je sférická koróna. Slnečná sústava sa nachádza vo vzdialenosti 8,5 tisíc parsekov od galaktického stredu, v blízkosti roviny Galaxie (posun k severnému pólu Galaxie je len 10 parsekov), na vnútornom okraji ramena nazývaného Orionské rameno. . Toto usporiadanie neumožňuje vizuálne pozorovať tvar rukávov. Nové údaje z pozorovaní molekulárneho plynu (CO) naznačujú, že naša Galaxia má dve ramená, začínajúce na priečke vo vnútornej časti Galaxie. Okrem toho je vo vnútornej časti ešte pár rukávov. Tieto ramená sa potom premenia na štvorramennú štruktúru pozorovanú v neutrálnej vodíkovej línii vo vonkajších častiach Galaxie halocoronaSlnečná sústava Orion armhalocoronaSlnečná sústava Orionské rameno


Halo Halo galaxie je neviditeľná súčasť sférickej galaxie, ktorá presahuje viditeľnú časť galaxie. Pozostáva hlavne z jemného horúceho plynu, hviezd a tmavej hmoty. Posledne menovaný tvorí väčšinu galaxie.sférická tmavá hmota galaxie Galaktické haloGalaktické halo má sférický tvar, presahuje galaxiu o 510 tisíc svetelných rokov a má teplotu asi 5·10^5 K.



História objavu Galaxie Väčšina nebeských telies je spojená do rôznych rotujúcich systémov. Mesiac sa teda točí okolo Zeme, satelity obrích planét tvoria vlastné systémy bohaté na telesá. Na vyššej úrovni sa Zem a ostatné planéty točia okolo Slnka. Vyvstala prirodzená otázka: je aj Slnko súčasťou ešte väčšieho systému? Väčšina nebeských telies je spojená do rôznych rotujúcich systémov. Mesiac sa teda točí okolo Zeme, satelity obrích planét tvoria vlastné systémy bohaté na telesá. Na vyššej úrovni sa Zem a ostatné planéty točia okolo Slnka. Vyvstala prirodzená otázka: je aj Slnko súčasťou ešte väčšieho systému? Mesiac Zemské satelity obrovských planét planét Mesiac Zemské satelity obrovských planét planét Prvé systematické štúdium tejto problematiky uskutočnil v 18. storočí anglický astronóm William Herschel. Spočítal počet hviezd v rôznych oblastiach oblohy a zistil, že na oblohe je veľký kruh (neskôr sa mu hovorilo galaktický rovník), ktorý rozdeľuje oblohu na dve rovnaké časti a na ktorej je najväčší počet hviezd. . Navyše, čím bližšie je časť oblohy k tomuto kruhu, tým viac hviezd je. Nakoniec sa zistilo, že práve na tomto kruhu sa nachádza Mliečna dráha. Vďaka tomu Herschel uhádol, že všetky hviezdy, ktoré sme pozorovali, tvoria obrovský hviezdny systém, ktorý je sploštený smerom ku galaktickému rovníku. Prvú systematickú štúdiu tejto problematiky uskutočnil v 18. storočí anglický astronóm William Herschel. Spočítal počet hviezd v rôznych oblastiach oblohy a zistil, že na oblohe je veľký kruh (neskôr sa mu hovorilo galaktický rovník), ktorý rozdeľuje oblohu na dve rovnaké časti a na ktorej je najväčší počet hviezd. . Navyše, čím bližšie je časť oblohy k tomuto kruhu, tým viac hviezd je. Nakoniec sa zistilo, že práve na tomto kruhu sa nachádza Mliečna dráha. Vďaka tomu Herschel uhádol, že všetky hviezdy, ktoré sme pozorovali, tvoria obrovský hviezdny systém, ktorý je sploštený smerom ku galaktickému rovníku Galaktický rovník Williama Herschela z 18. storočia Hmloviny Mliečna dráha môžu byť galaxie ako Mliečna dráha. Už v roku 1920 vyvolala diskusiu otázka existencie extragalaktických objektov (napríklad slávna Veľká debata medzi Harlowom Shapleym a Heberom Curtisom; prvý obhajoval jedinečnosť našej Galaxie). Kantova hypotéza bola definitívne dokázaná až v 20. rokoch 20. storočia, keď Edwin Hubble dokázal zmerať vzdialenosť k niektorým špirálovým hmlovinám a ukázal, že vzhľadom na ich vzdialenosť nemôžu byť súčasťou Galaxie. Najprv sa predpokladalo, že všetky objekty vo vesmíre sú časťami našej Galaxie, hoci Kant tiež naznačil, že niektoré hmloviny by mohli byť galaxie podobné Mliečnej dráhe. Už v roku 1920 vyvolala diskusiu otázka existencie extragalaktických objektov (napríklad slávna Veľká debata medzi Harlowom Shapleym a Heberom Curtisom; prvý obhajoval jedinečnosť našej Galaxie). Kantova hypotéza bola definitívne dokázaná až v 20. rokoch 20. storočia, keď sa Edwinovi Hubblovi podarilo zmerať vzdialenosť k niektorým špirálovým hmlovinám a ukázať, že vzhľadom na ich vzdialenosť nemôžu byť súčasťou Galaxie Kant 1920 Great Controversy Harlow Shapley od Gebera Curtisa Edwin Hubble Kant 1920 Veľká kontroverzia Harlow Shapley Geber Curtis Edwin Hubble




Skoré pokusy o klasifikáciu Pokusy o klasifikáciu galaxií sa začali súčasne s objavom prvých hmlovín so špirálovým vzorom Lordom Rossom v r. V tom čase však prevládala teória, že všetky hmloviny patria do našej Galaxie. To, že množstvo hmlovín je negalaktickej povahy, dokázal až E. Hubble v roku 1924. Galaxie boli teda klasifikované rovnakým spôsobom ako galaktické hmloviny galaxie hmlovín so špirálovým vzorom od Lorda Rossa v našej Galaxii od E. Hubbla v roku 1924. V raných fotografických prieskumoch dominovali špirálové hmloviny, vďaka ktorým bolo možné ich rozlíšiť na samostatná trieda. V roku 1888 vykonal A. Roberts hĺbkový prieskum oblohy, v dôsledku čoho bolo objavené veľké množstvo eliptických bezštruktúrnych a veľmi pretiahnutých vretenovitých hmlovín. V roku 1918 G. D. Curtis identifikoval tyčové špirály s prstencovou štruktúrou ako samostatnú skupinu Φ-skupín. Okrem toho interpretoval vretenovité hmloviny ako špirály viditeľné z okraja. 1888 A. Robertselliptické bezštruktúrne fuziformy 1918 G. D. Curtis jumper


Harvardská klasifikácia Všetky galaxie v Harvardskej klasifikácii boli rozdelené do 5 tried: Všetky galaxie v Harvardskej klasifikácii boli rozdelené do 5 tried: Galaxie triedy A jasnejšie ako 12 m Galaxie triedy A jasnejšie ako 12 mm Galaxie triedy B od 12 m do 14 m Galaxie triedy B od 12 m do 14 mm Galaxie triedy C od 14 m do 16 m Galaxie triedy C od 14 m do 16 mm Galaxie triedy D od 16 m do 18 m Galaxie triedy D od 16 m do 18 mm Galaxie triedy E od 18 m do 20 m Galaxie triedy E od 18 m do 20 mm




Eliptické galaxie Eliptické galaxie majú hladký eliptický tvar (od vysoko splošteného až po takmer kruhový) bez výrazných znakov s rovnomerným poklesom jasu od stredu k okrajom. Sú označené písmenom E a číslom, ktoré je indexom sploštenosti galaxie. Takže okrúhla galaxia bude označená ako E0 a galaxia, v ktorej jedna z hlavných polosí je dvakrát väčšia ako druhá, bude označená ako E5. Eliptické galaxie majú hladký eliptický tvar (od vysoko splošteného až po takmer kruhový) bez výrazných znakov s rovnomerným poklesom jasu od stredu k okraju. Sú označené písmenom E a číslom, ktoré je indexom sploštenosti galaxie. Takže okrúhla galaxia bude označená ako E0 a galaxia, v ktorej jedna z hlavných polosí je dvakrát väčšia ako druhá, bude označená ako E5. Eliptické galaxie Eliptické galaxie M87


Špirálové galaxie Špirálové galaxie pozostávajú zo splošteného disku hviezd a plynu, v strede ktorého je sférická kondenzácia nazývaná vydutina, a rozsiahleho sférického halo. V rovine disku sú vytvorené jasné špirálové ramená, ktoré pozostávajú najmä z mladých hviezd, plynu a prachu. Hubble rozdelil všetky známe špirálové galaxie na normálne špirálové (označené symbolom S) a špirálové špirály s priečkou (SB), ktoré sa v ruskej literatúre často nazývajú galaxie s priečkou alebo skrížené. V normálnych špirálach sa špirálové ramená tangenciálne rozprestierajú od centrálneho svetlého jadra a rozprestierajú sa počas jednej otáčky. Počet vetiev môže byť rôzny: 1, 2, 3,... ale najčastejšie sú galaxie len s dvoma vetvami. V skrížených galaxiách sa špirálové ramená rozprestierajú v pravom uhle od koncov priečky. Medzi nimi sú aj galaxie s počtom vetiev, ktoré sa nerovnajú dvom, ale skrížené galaxie majú väčšinou dve špirálové vetvy. Symboly a, b alebo c sa pridávajú v závislosti od toho, či sú špirálové ramená pevne zvinuté alebo rozstrapkané, alebo od pomeru veľkosti jadra k veľkosti vydutia. Galaxie Sa sa teda vyznačujú veľkým vydutím a pevne skrútenou pravidelnou štruktúrou, zatiaľ čo galaxie Sc sa vyznačujú malým vydutím a členitou špirálovitou štruktúrou. Podtrieda Sb zahŕňa galaxie, ktoré z nejakého dôvodu nemožno zaradiť do jednej z extrémnych podtried: Sa alebo Sc. Galaxia M81 má teda veľkú vydutinu a členitú špirálovitú štruktúru. Špirálové galaxie pozostávajú zo splošteného disku hviezd a plynu, v strede ktorého je sférická kondenzácia nazývaná vydutina, a rozsiahleho sférického halo. V rovine disku sú vytvorené jasné špirálové ramená, ktoré pozostávajú najmä z mladých hviezd, plynu a prachu. Hubble rozdelil všetky známe špirálové galaxie na normálne špirálové (označené symbolom S) a špirálové špirály s priečkou (SB), ktoré sa v ruskej literatúre často nazývajú galaxie s priečkou alebo skrížené. V normálnych špirálach sa špirálové ramená tangenciálne rozprestierajú od centrálneho svetlého jadra a rozprestierajú sa počas jednej otáčky. Počet vetiev môže byť rôzny: 1, 2, 3,... ale najčastejšie sú galaxie len s dvoma vetvami. V skrížených galaxiách sa špirálové ramená rozprestierajú v pravom uhle od koncov priečky. Medzi nimi sú aj galaxie s počtom vetiev, ktoré sa nerovnajú dvom, ale skrížené galaxie majú väčšinou dve špirálové vetvy. Symboly a, b alebo c sa pridávajú v závislosti od toho, či sú špirálové ramená pevne zvinuté alebo rozstrapkané, alebo od pomeru veľkosti jadra k veľkosti vydutia. Galaxie Sa sa teda vyznačujú veľkým vydutím a pevne skrútenou pravidelnou štruktúrou, zatiaľ čo galaxie Sc sa vyznačujú malým vydutím a členitou špirálovitou štruktúrou. Podtrieda Sb zahŕňa galaxie, ktoré z nejakého dôvodu nemožno zaradiť do jednej z extrémnych podtried: Sa alebo Sc. Galaxia M81 má teda veľkú vydutinu a členitú špirálovitú štruktúru. Špirálové galaxiebaljamhalo bar Špirálové galaxiebaljamhalo bar




Nepravidelné alebo nepravidelné galaxie Nepravidelné alebo nepravidelné galaxie sú galaxie bez rotačnej symetrie a významného jadra. Typickým predstaviteľom nepravidelných galaxií sú Magellanove oblaky. Existoval dokonca výraz „Magellanove hmloviny“. Nepravidelné galaxie majú rôzne tvary, zvyčajne sú malé a obsahujú množstvo plynu, prachu a mladých hviezd. Sú označené ako I. Vzhľadom na skutočnosť, že tvar nepravidelných galaxií nie je pevne definovaný, sú nepravidelné galaxie často klasifikované ako zvláštne galaxie. Nepravidelné alebo nepravidelné galaxie sú galaxie bez rotačnej symetrie a významného jadra. Typickým predstaviteľom nepravidelných galaxií sú Magellanove oblaky. Existoval dokonca výraz „Magellanove hmloviny“. Nepravidelné galaxie majú rôzne tvary, zvyčajne sú malé a obsahujú množstvo plynu, prachu a mladých hviezd. Sú označené ako I. Vzhľadom na skutočnosť, že tvar nepravidelných galaxií nie je pevne definovaný, sú nepravidelné galaxie často klasifikované ako zvláštne galaxie. Nepravidelné alebo nepravidelné galaxie Magellanove mraky zvláštne galaxie Nepravidelné alebo nepravidelné galaxie Magellanove mraky zvláštne galaxie M82


Lentikulárne galaxie Lentikulárne galaxie sú diskové galaxie (ako špirálové galaxie), ktoré minuli alebo stratili svoju medzihviezdnu hmotu (ako eliptické galaxie). V prípadoch, keď je galaxia otočená k pozorovateľovi, je často ťažké jasne rozlíšiť medzi lentikulárnymi a eliptickými galaxiami kvôli nevýraznosti špirálových ramien lentikulárnej galaxie. Lentikulárne galaxie sú diskové galaxie (ako špirálové galaxie), ktoré minuli alebo stratili svoju medzihviezdnu hmotu (ako eliptické galaxie). V prípadoch, keď je galaxia otočená k pozorovateľovi, je často ťažké jasne rozlíšiť medzi lentikulárnymi a eliptickými galaxiami kvôli nevýraznosti špirálových ramien lentikulárnej galaxie. diskové galaxie a medzihviezdna hmota diskové galaxie a medzihviezdna hmota NGC 5866




Čierna diera je oblasť v časopriestore, ktorej gravitačná príťažlivosť je taká silná, že ju nedokážu opustiť ani objekty pohybujúce sa rýchlosťou svetla (vrátane kvánt samotného svetla). Čierna diera je oblasť v časopriestore, ktorej gravitačná príťažlivosť je taká silná, že ju nedokážu opustiť ani objekty pohybujúce sa rýchlosťou svetla (vrátane kvánt samotného svetla) časopriestorová gravitačná príťažlivosť rýchlosťou svetla kvantá svetla časopriestorová gravitačná príťažlivosť rýchlosťou svetla kvantá svetla Hranica tejto oblasti sa nazýva horizont udalostí a jej charakteristickou veľkosťou je gravitačný polomer. V najjednoduchšom prípade sféricky symetrickej čiernej diery sa rovná Schwarzschildovmu polomeru. Otázka skutočnej existencie čiernych dier úzko súvisí s tým, nakoľko správna je teória gravitácie, z ktorej ich existencia vyplýva. V modernej fyzike je štandardnou teóriou gravitácie, najlepšie potvrdenou experimentálne, všeobecná teória relativity (GTR), ktorá s istotou predpovedá možnosť vzniku čiernych dier (ich existencia je však možná aj v rámci iných (nie všetkých). ) modely, pozri: Alternatívne teórie gravitácie). Pozorovacie údaje sú preto analyzované a interpretované predovšetkým v kontexte všeobecnej relativity, aj keď, prísne vzaté, táto teória nie je experimentálne potvrdená pre podmienky zodpovedajúce oblasti časopriestoru v bezprostrednej blízkosti čiernych dier hviezd. hmotnosti (je to však dobre potvrdené v podmienkach zodpovedajúcich supermasívnym čiernym dieram). Preto tvrdenia o priamych dôkazoch o existencii čiernych dier, vrátane v tomto článku nižšie, prísne vzaté, by sa mali chápať v zmysle potvrdenia existencie astronomických objektov, ktoré sú také husté a masívne, ako aj iných pozorovateľných objektov. vlastnosti, že ich možno interpretovať ako všeobecnú teóriu relativity čiernych dier. Hranica tejto oblasti sa nazýva horizont udalostí a jej charakteristická veľkosť sa nazýva gravitačný polomer. V najjednoduchšom prípade sféricky symetrickej čiernej diery sa rovná Schwarzschildovmu polomeru. Otázka skutočnej existencie čiernych dier úzko súvisí s tým, nakoľko správna je teória gravitácie, z ktorej ich existencia vyplýva. V modernej fyzike je štandardnou teóriou gravitácie, najlepšie potvrdenou experimentálne, všeobecná teória relativity (GTR), ktorá s istotou predpovedá možnosť vzniku čiernych dier (ich existencia je však možná aj v rámci iných (nie všetkých). ) modely, pozri nižšie). : Alternatívne teórie gravitácie). Pozorovacie údaje sú preto analyzované a interpretované predovšetkým v kontexte všeobecnej relativity, aj keď, prísne vzaté, táto teória nie je experimentálne potvrdená pre podmienky zodpovedajúce oblasti časopriestoru v bezprostrednej blízkosti čiernych dier hviezd. hmotnosti (je to však dobre potvrdené v podmienkach zodpovedajúcich supermasívnym čiernym dieram). Preto tvrdenia o priamych dôkazoch o existencii čiernych dier, vrátane v tomto článku nižšie, prísne vzaté, by sa mali chápať v zmysle potvrdenia existencie astronomických objektov, ktoré sú také husté a masívne, ako aj iných pozorovateľných objektov. vlastnosti, že ich možno interpretovať ako čierne diery všeobecná teória relativity.obzor udalostígravitačný polomerSchwarzschild polomer teória gravitácievšeobecná teória relativity Alternatívne teórie gravitácieudalostný horizontgravitačný polomerSchwarzschildov polomer teória gravitácievšeobecná teória relativity Alternatívne teórie gravitácie




Magnetar alebo magnetar je neutrónová hviezda, ktorá má mimoriadne silné magnetické pole (až 1011 Tesla). Teoretická existencia magnetarov bola predpovedaná v roku 1992 a prvý dôkaz o ich skutočnej existencii bol získaný v roku 1998, keď bol pozorovaný silný záblesk gama a röntgenového žiarenia zo zdroja SGR v súhvezdí Aquila. Životnosť magnetarov je krátka, pohybuje sa okolo rokov. Magnetary sú málo prebádaným typom neutrónovej hviezdy, pretože len málo z nich je dostatočne blízko k Zemi. Magnetary majú priemer asi 20 km, no väčšina z nich má hmotnosť väčšiu ako hmotnosť Slnka. Magnetar je tak stlačený, že hrášok jeho hmoty by vážil viac ako 100 miliónov ton. Väčšina známych magnetarov sa otáča veľmi rýchlo, aspoň niekoľko otáčok okolo svojej osi za sekundu. Životný cyklus magnetaru je pomerne krátky. Ich silné magnetické polia zmiznú asi po rokoch, potom ich aktivita a emisia röntgenových lúčov ustanú. Podľa jedného predpokladu mohlo v našej galaxii za celú jej existenciu vzniknúť až 30 miliónov magnetarov. Magnetary sú tvorené z masívnych hviezd s počiatočnou hmotnosťou asi 40 M. Magnetar alebo magnetar je neutrónová hviezda, ktorá má mimoriadne silné magnetické pole (až 1011 Tesla). Teoretická existencia magnetarov bola predpovedaná v roku 1992 a prvý dôkaz o ich skutočnej existencii bol získaný v roku 1998, keď bol pozorovaný silný záblesk gama a röntgenového žiarenia zo zdroja SGR v súhvezdí Aquila. Životnosť magnetarov je krátka, pohybuje sa okolo rokov. Magnetary sú málo prebádaným typom neutrónovej hviezdy, pretože len málo z nich je dostatočne blízko k Zemi. Magnetary majú priemer asi 20 km, no väčšina z nich má hmotnosť väčšiu ako hmotnosť Slnka. Magnetar je tak stlačený, že hrášok jeho hmoty by vážil viac ako 100 miliónov ton. Väčšina známych magnetarov sa otáča veľmi rýchlo, aspoň niekoľko otáčok okolo svojej osi za sekundu. Životný cyklus magnetaru je pomerne krátky. Ich silné magnetické polia zmiznú asi po rokoch, potom ich aktivita a emisia röntgenových lúčov ustanú. Podľa jedného predpokladu mohlo v našej galaxii za celú jej existenciu vzniknúť až 30 miliónov magnetarov. Magnetary sú tvorené z masívnych hviezd s počiatočnou hmotnosťou asi 40 M. magnetické pole neutrónovej hviezdy T19921998 gama žiarenie SGR Orlie neutrónové hviezdy ZemSlnečná galaxianeutrónová hviezda magnetické pole T19921998 gama žiarenieSGR Orlie neutrónové hviezdy ZemSlnečná galaxia Nárazy vznikajúce na povrchu magnetar spôsobuje obrovské kolísanie hviezdy a tiež kolísanie magnetického poľa, ktoré ich sprevádza, často vedie k obrovským výbuchom gama žiarenia, ktoré boli zaznamenané na Zemi v rokoch 1979, 1998 a 2004. Magnetické pole neutrónovej hviezdy je milión miliónkrát väčšie ako magnetické pole Zeme. Otrasy vznikajúce na povrchu magnetaru spôsobujú vo hviezde obrovské výkyvy a výkyvy magnetického poľa, ktoré ich sprevádzajú, často vedú k obrovským výbuchom. gama žiarenia, ktoré bolo zaznamenané na Zemi v rokoch 1979, 1998 a 2004. Magnetické pole neutrónovej hviezdy je milión miliónkrát väčšie ako magnetické pole Zeme.
Pulzar je kozmický zdroj rádiového (rádiový pulzar), optického (optický pulzar), röntgenového (röntgenového pulzaru) a/alebo gama (gama pulzar) žiarenia prichádzajúceho na Zem vo forme periodických zábleskov (pulzov). Podľa dominantného astrofyzikálneho modelu sú pulzary rotujúce neutrónové hviezdy s magnetickým poľom, ktoré je naklonené k osi rotácie, čo spôsobuje moduláciu žiarenia prichádzajúceho na Zem. Prvý pulzar objavila v júni 1967 Jocelyn Bell, postgraduálna študentka E. Hewisha, na Meridian Radio Telescope Mallard Radio Astronomy Observatory, University of Cambridge, pri vlnovej dĺžke 3,5 m (85,7 MHz). Za tento vynikajúci výsledok dostal Hewish v roku 1974 Nobelovu cenu. Moderné názvy tohto pulzaru sú PSR B alebo PSR J. Pulsar je kozmický zdroj rádiového (rádiopulsar), optického (optický pulzar), röntgenového (röntgenového pulzaru) a/alebo gama (gama pulzar) žiarenia prichádzajúceho na Zem vo forme periodických výbojov (impulzov). Podľa dominantného astrofyzikálneho modelu sú pulzary rotujúce neutrónové hviezdy s magnetickým poľom, ktoré je naklonené k osi rotácie, čo spôsobuje moduláciu žiarenia prichádzajúceho na Zem. Prvý pulzar objavila v júni 1967 Jocelyn Bell, postgraduálna študentka E. Hewisha, na Meridian Radio Telescope Mallard Radio Astronomy Observatory, University of Cambridge, pri vlnovej dĺžke 3,5 m (85,7 MHz). Za tento vynikajúci výsledok dostal Hewish v roku 1974 Nobelovu cenu. Moderné názvy tohto pulzaru sú PSR B alebo PSR J kozmický rádio-rádio pulzar optický optický pulzar röntgenový röntgen pulzar gama-gama pulzar Zemské periodické pulzy astrofyzické neutrónové hviezdy magnetické polia rotačná modulácia 1967 Jocelyn Bella postgraduálny študent E. Huish rádioteleskop Mallard Radio Astronomy Observatory Cambridgeská univerzita vlnová dĺžka 1974 Nobelova cena PSR B kozmický rádiový rádiový pulzar optický optický pulzar röntgenové röntgenové žiarenie pulzar gama-gama pulzar Zemské periodické pulzy astrofyzické neutrónové hviezdy magnetické polia modulácia rotácie 1967 Jocelyn Bella postgraduálny študent E . Hewish rádioteleskop Mallard Radio Astronomy Observatory, University of Cambridge vlnová dĺžka 1974 Nobelova cena PSR B Výsledky pozorovania boli niekoľko mesiacov utajované a prvý objavený pulzar dostal názov LGM-1 (skratka pre Little Green Men). Tento názov bol spojený s predpokladom, že tieto prísne periodické impulzy rádiového vyžarovania sú umelého pôvodu. Dopplerovský frekvenčný posun (typický pre zdroj obiehajúci okolo hviezdy) sa však nezistil. Okrem toho Huishova skupina našla ďalšie 3 zdroje podobných signálov. Potom sa hypotéza o signáloch z mimozemskej civilizácie vytratila a vo februári 1968 sa v časopise Nature objavila správa o objave rýchlo sa meniacich mimozemských rádiových zdrojov neznámej povahy s vysoko stabilnou frekvenciou. Výsledky pozorovania boli niekoľko mesiacov utajované a prvý objavený pulzar dostal meno LGM-1 (skratka pre Little Green Men). Tento názov bol spojený s predpokladom, že tieto prísne periodické impulzy rádiového vyžarovania sú umelého pôvodu. Dopplerovský frekvenčný posun (typický pre zdroj obiehajúci okolo hviezdy) sa však nezistil. Okrem toho Huishova skupina našla ďalšie 3 zdroje podobných signálov. Potom hypotéza o signáloch z mimozemskej civilizácie zmizla a vo februári 1968 sa v časopise Nature objavila správa o objave rýchlo sa meniacich mimozemských rádiových zdrojov neznámej povahy s vysoko stabilnou frekvenciou Malí zelení mužíci Dopplerov posun 1968 Príroda malí zelení mužíci Dopplerov posun 1968 Príroda Správa vyvolala vedeckú senzáciu. Do konca roku 1968 objavili rôzne observatóriá po celom svete ďalších 58 objektov nazývaných pulzary, ktorým sa v prvých rokoch po objave venovalo niekoľko stoviek publikácií. Astrofyzici čoskoro dospeli k všeobecnému konsenzu, že pulzar, presnejšie rádiový pulzar, je neutrónová hviezda. Vysiela úzko nasmerované prúdy rádiovej emisie a v dôsledku rotácie neutrónovej hviezdy sa prúd v pravidelných intervaloch dostáva do zorného poľa vonkajšieho pozorovateľa, čím vznikajú pulzy pulzaru. Správa vyvolala vedeckú senzáciu. Do konca roku 1968 objavili rôzne observatóriá po celom svete ďalších 58 objektov nazývaných pulzary, ktorým sa v prvých rokoch po objave venovalo niekoľko stoviek publikácií. Astrofyzici čoskoro dospeli k všeobecnému konsenzu, že pulzar, presnejšie rádiový pulzar, je neutrónová hviezda. Vysiela úzko nasmerované prúdy rádiovej emisie a v dôsledku rotácie neutrónovej hviezdy sa prúd v pravidelných intervaloch dostáva do zorného poľa vonkajšieho pozorovateľa, čím vznikajú pulzy pulzaru. Najbližšie z nich sa nachádzajú vo vzdialenosti asi 0,12 kpc (asi 390 svetelných rokov) od Slnka. K roku 2008 je už známych asi 1 790 rádiových pulzarov (podľa katalógu ATNF). Najbližšie z nich sa nachádzajú vo vzdialenosti asi 0,12 kpc (asi 390 svetelných rokov) od Slnka. Podobne ako rádiové a röntgenové pulzary sú to vysoko magnetizované neutrónové hviezdy. Na rozdiel od rádiových pulzarov, ktoré vynakladajú vlastnú rotačnú energiu na žiarenie, röntgenové pulzary vyžarujú v dôsledku narastania hmoty zo susednej hviezdy, ktorá vypĺňa jej Rocheov lalok a vplyvom pulzaru sa postupne mení na bieleho trpaslíka. V dôsledku toho hmotnosť pulzaru pomaly rastie, jeho moment zotrvačnosti a frekvencia rotácie sa zvyšujú, zatiaľ čo rádiové pulzary sa naopak časom spomaľujú. Bežný pulzar sa otočí za čas od niekoľkých sekúnd do niekoľkých desatín sekundy, zatiaľ čo röntgenový pulzar sa otočí stokrát za sekundu. O niečo neskôr boli objavené zdroje periodického röntgenového žiarenia, nazývané röntgenové pulzary. Podobne ako rádiové a röntgenové pulzary sú to vysoko magnetizované neutrónové hviezdy. Na rozdiel od rádiových pulzarov, ktoré vynakladajú vlastnú rotačnú energiu na žiarenie, röntgenové pulzary vyžarujú v dôsledku narastania hmoty zo susednej hviezdy, ktorá vypĺňa jej Rocheov lalok a vplyvom pulzaru sa postupne mení na bieleho trpaslíka. V dôsledku toho hmotnosť pulzaru pomaly rastie, jeho moment zotrvačnosti a frekvencia rotácie sa zvyšujú, zatiaľ čo rádiové pulzary sa naopak časom spomaľujú. Bežný pulzar sa otočí za čas od niekoľkých sekúnd do niekoľkých desatín sekundy, zatiaľ čo röntgenový pulzar sa otočí stokrát za sekundu. Akrécia röntgenových pulzarov Rochamova dutina Moment frekvencie rotácie zotrvačnosti Akrécia röntgenových pulzarov Rochamova dutina Moment frekvencie rotácie zotrvačnosti




Keď sa na jeseň večer zotmie, na hviezdnej oblohe je jasne viditeľný široký blikajúci pruh. Toto je Mliečna dráha - obrovský oblúk, ktorý sa tiahne cez celú oblohu. Mliečna dráha sa v čínskych legendách nazýva „Nebeská rieka“. Starovekí Gréci a Rimania ju nazývali „Nebeská cesta“. Ďalekohľad umožnil zistiť povahu Mliečnej dráhy. Toto je žiara nespočetného množstva hviezd, ktoré sú od nás tak vzdialené, že ich nemožno jednotlivo rozlíšiť voľným okom.


Priemer Galaxie je asi 30 tisíc parsekov (rádovo vo svetelných rokoch) Galaxia obsahuje podľa najnižšieho odhadu asi 200 miliárd hviezd (moderné odhady sa pohybujú od 200 do 400 miliárd) Od januára 2009 sa hmotnosť hmotnosť galaxie sa odhaduje na 3 × 1012 hmotnosti Slnka alebo 6 × 1042 kg. Väčšina hmoty Galaxie nie je obsiahnutá vo hviezdach a medzihviezdnom plyne, ale v nesvietivom halo tmavej hmoty.


V strednej časti Galaxie sa nachádza zhrubnutie nazývané vydutina, ktorá má priemer asi 8 tisíc parsekov. V strede Galaxie sa zdá byť supermasívna čierna diera (Sagittarius A*), okolo ktorej sa pravdepodobne otáča stredne hmotná čierna diera.


Galaxia patrí do triedy špirálových galaxií, čo znamená, že Galaxia má špirálové ramená umiestnené v rovine disku.Nové údaje z pozorovaní molekulárneho plynu (CO) naznačujú, že naša Galaxia má dve ramená začínajúce na priečke vo vnútornej časť Galaxie. Okrem toho je vo vnútornej časti ešte pár rukávov. Tieto ramená sa potom premenia na štvorramennú štruktúru pozorovanú v neutrálnej vodíkovej línii vo vonkajších častiach Galaxie.




Mliečnu dráhu možno na oblohe pozorovať ako slabo svietiaci difúzny belavý pásik prechádzajúci približne pozdĺž veľkého kruhu nebeskej sféry. Na severnej pologuli Mliečna dráha pretína súhvezdia Aquila, Strelec, Liška, Labuť, Kefeus, Cassiopeia, Perseus, Auriga, Býk a Blíženci; v južnom Unicorn, Poop, Sails, Southern Cross, Compass, Southern Triangle, Scorpio a Strelec. Galaktický stred sa nachádza v Strelcovi.


Väčšina nebeských telies je spojená do rôznych rotujúcich systémov. Mesiac sa teda točí okolo Zeme, satelity obrích planét tvoria vlastné systémy bohaté na telesá. Na vyššej úrovni sa Zem a ostatné planéty točia okolo Slnka. Vyvstala prirodzená otázka: je aj Slnko súčasťou ešte väčšieho systému? Prvú systematickú štúdiu tejto problematiky uskutočnil v 18. storočí anglický astronóm William Herschel.


Spočítal počet hviezd v rôznych oblastiach oblohy a zistil, že na oblohe je veľký kruh (neskôr sa mu hovorilo galaktický rovník), ktorý rozdeľuje oblohu na dve rovnaké časti a na ktorej je najväčší počet hviezd. . Navyše, čím bližšie je časť oblohy k tomuto kruhu, tým viac hviezd je. Nakoniec sa zistilo, že práve na tomto kruhu sa nachádza Mliečna dráha. Vďaka tomu Herschel uhádol, že všetky hviezdy, ktoré sme pozorovali, tvoria obrovský hviezdny systém, ktorý je sploštený smerom ku galaktickému rovníku.


História vzniku galaxií ešte nie je celkom jasná. Pôvodne mala Mliečna dráha oveľa viac medzihviezdnej hmoty (väčšinou vo forme vodíka a hélia) ako teraz, ktorá sa používala a naďalej využíva na vytváranie hviezd. Nie je dôvod veriť, že sa tento trend zmení, takže v priebehu miliárd rokov by sme mali očakávať ďalší pokles prirodzenej tvorby hviezd. V súčasnosti sa hviezdy tvoria najmä v ramenách Galaxie.



1 snímka

2 snímka

Z čoho sa Galaxia skladá? V roku 1609, keď veľký Talian Galileo Galilei ako prvý namieril ďalekohľad na oblohu, okamžite urobil veľký objav: prišiel na to, čo je Mliečna dráha. Pomocou svojho primitívneho teleskopu dokázal rozdeliť najjasnejšie oblaky Mliečnej dráhy na jednotlivé hviezdy! Ale za nimi rozpoznal slabšie oblaky, ale nedokázal vyriešiť ich záhadu, hoci správne usúdil, že aj ony musia pozostávať z hviezd. Dnes vieme, že mal pravdu.

3 snímka

Mliečnu dráhu v skutočnosti tvorí 200 miliárd hviezd. A Slnko so svojimi planétami je len jedným z nich. Zároveň je naša slnečná sústava vzdialená od stredu Mliečnej dráhy približne o dve tretiny jej polomeru. Žijeme na okraji našej Galaxie. Mliečna dráha má tvar kruhu. V jeho strede sú hviezdy hustejšie a tvoria obrovskú hustú hviezdokopa. Vonkajšie hranice kruhu sú zreteľne vyhladené a na okrajoch tenšie. Pri pohľade zboku sa Mliečna dráha svojimi prstencami pravdepodobne podobá na planétu Saturn.

4 snímka

Plynové hmloviny Neskôr sa zistilo, že Mliečna dráha pozostáva nielen z hviezd, ale aj z oblakov plynu a prachu, ktoré víria pomerne pomaly a náhodne. V tomto prípade sa však oblaky plynu nachádzajú iba vo vnútri disku. Niektoré plynové hmloviny žiaria viacfarebným svetlom. Jednou z najznámejších je hmlovina v súhvezdí Orion, ktorá je viditeľná aj voľným okom. Dnes vieme, že takéto plynné alebo difúzne hmloviny slúžia ako kolíska pre mladé hviezdy.

5 snímka

Mliečna dráha obopína nebeskú sféru vo veľkom kruhu. Obyvateľom severnej pologule Zeme sa počas jesenných večerov podarí vidieť časť Mliečnej dráhy, ktorá prechádza cez Cassiopeia, Cepheus, Labuť, Orol a Strelec, a ráno sa objavia ďalšie súhvezdia. Na južnej pologuli Zeme sa Mliečna dráha rozprestiera od súhvezdia Strelec až po súhvezdia Škorpión, Kompas, Kentaurus, Južný kríž, Carina, Strelec.

6 snímka

Mliečna dráha, ktorá prechádza hviezdnym rozptylom južnej pologule, je úžasne krásna a svetlá. V súhvezdí Strelec, Škorpión a Scutum je veľa jasne žiariacich hviezdnych oblakov. V tomto smere sa nachádza stred našej Galaxie. V tejto istej časti Mliečnej dráhy obzvlášť zreteľne vystupujú tmavé oblaky kozmického prachu – tmavé hmloviny. Ak by tieto tmavé, nepriehľadné hmloviny neboli prítomné, Mliečna dráha smerom k stredu Galaxie by bola tisíckrát jasnejšia. Pri pohľade na Mliečnu dráhu nie je ľahké si predstaviť, že sa skladá z mnohých hviezd, ktoré sú voľným okom nerozoznateľné. Ale ľudia na to prišli už dávno. Jeden z týchto odhadov sa pripisuje vedcovi a filozofovi starovekého Grécka Demokritovi. Žil takmer o dvetisíc rokov skôr ako Galileo, ktorý ako prvý dokázal hviezdny charakter Mliečnej dráhy na základe pozorovaní ďalekohľadom. Galileo vo svojom slávnom „Hviezdnom poslovi“ v roku 1609 napísal: „Obrátil som sa na pozorovanie podstaty alebo podstaty Mliečnej dráhy a pomocou ďalekohľadu sa ukázalo, že je možné ju tak sprístupniť nášmu zraku. že všetky spory stíchli samé od seba vďaka jasnosti a dôkazom, že som oslobodený od siahodlhej debaty. V skutočnosti Mliečna dráha nie je nič iné ako nespočetné množstvo hviezd, ako keby sa nachádzali v hromadách, bez ohľadu na to, na akú oblasť je ďalekohľad namierený, teraz je viditeľný obrovský počet hviezd, z ktorých mnohé sú celkom jasné a celkom viditeľné. , ale počet slabších hviezd sa nedá vôbec spočítať.“ Aký vzťah majú hviezdy Mliečnej dráhy k jedinej hviezde v slnečnej sústave, nášmu Slnku? Odpoveď je dnes už všeobecne známa. Slnko je jednou z hviezd našej Galaxie, galaxie Mliečna dráha. Aké miesto zaberá Slnko v Mliečnej ceste? Už z toho, že Mliečna dráha obopína našu oblohu vo veľkom kruhu, vedci usúdili, že Slnko sa nachádza blízko hlavnej roviny Mliečnej dráhy. Aby sme získali presnejšiu predstavu o polohe Slnka v Mliečnej dráhe a potom si predstavili, aký je tvar našej Galaxie vo vesmíre, astronómovia (V. Herschel, V. Ya. Struve atď.) použil metódu počítania hviezd. Ide o to, že v rôznych častiach oblohy sa počíta počet hviezd v postupnom intervale hviezdnych magnitúd. Ak predpokladáme, že svietivosti hviezd sú rovnaké, potom z pozorovanej jasnosti môžeme usúdiť vzdialenosti k hviezdam, potom za predpokladu, že hviezdy sú rovnomerne rozložené v priestore, uvažujeme počet hviezd, ktoré sú v guľových objemoch. sústredený na Slnko.

7 snímka

Horúce hviezdy v južnej Mliečnej dráhe Horúce modré hviezdy, červený žiariaci vodík a tmavé, zákrytové oblaky prachu sú rozptýlené v tejto veľkolepej oblasti Mliečnej dráhy v južnom súhvezdí Ara. Hviezdy vľavo, 4000 svetelných rokov od Zeme, sú mladé, masívne, vyžarujú energetické ultrafialové žiarenie, ktoré ionizuje okolité hviezdotvorné oblaky vodíka, čo spôsobuje charakteristickú červenú žiaru čiary. Napravo na pozadí tmavej prachovej hmloviny je viditeľná malá hviezdokopa novozrodených hviezd.

8 snímka

Centrálna oblasť Mliečnej dráhy. V 90. rokoch 20. storočia satelit COsmic Background Explorer (COBE) skenoval celú oblohu v infračervenom svetle. Obrázok, ktorý vidíte, je výsledkom štúdie centrálnej oblasti Mliečnej dráhy. Mliečna dráha je obyčajná špirálová galaxia, ktorá má centrálnu vydutinu a predĺžený hviezdny disk. Plyn a prach v disku pohlcujú viditeľné žiarenie a rušia tak pozorovania stredu galaxie. Pretože infračervené svetlo je menej absorbované plynom a prachom, experiment DIRBE (Diffuse InfraRed Background Experiment) na satelite COBE deteguje toto žiarenie z hviezd obklopujúcich galaktický stred. Obrázok hore je pohľad na galaktický stred zo vzdialenosti 30 000 svetelných rokov (to je vzdialenosť od Slnka do stredu našej galaxie). Experiment DIBRE využíva zariadenie chladené tekutým héliom špeciálne na detekciu infračerveného žiarenia, na ktoré je ľudské oko necitlivé.

Snímka 9

V strede Mliečnej dráhy V strede našej Galaxie Mliečna dráha je čierna diera s hmotnosťou viac ako dva milióny násobku hmotnosti Slnka. Toto bolo predtým kontroverzné vyhlásenie, ale tento úžasný záver je teraz prakticky nepochybný. Vychádza z pozorovaní hviezd obiehajúcich veľmi blízko stredu Galaxie. Pomocou jedného z veľmi veľkých teleskopov Paranal Observatory a pokročilej infračervenej kamery NACO astronómovia trpezlivo sledovali obežnú dráhu jednej hviezdy, označenej S2, ktorá sa dostala do vzdialenosti asi 17 svetelných hodín od stredu Mliečnej dráhy (17 svetelných hodín je len trikrát viac orbitálny polomer Pluta). Ich výsledky presvedčivo ukazujú, že S2 je poháňaný kolosálnou gravitačnou silou neviditeľného objektu, ktorý by mal byť extrémne kompaktný – supermasívnej čiernej diery. Táto hlboká infračervená snímka z NACO ukazuje 2 svetelné roky širokú oblasť vyplnenú hviezdami v strede Mliečnej dráhy, s presnou polohou stredu označenou šípkami. Vďaka schopnosti kamery NACO sledovať hviezdy tak blízko galaktického stredu môžu astronómovia pozorovať obežnú dráhu hviezdy okolo supermasívnej čiernej diery. To umožňuje presne určiť hmotnosť čiernej diery a možno aj vykonať predtým nemožný test Einsteinovej teórie gravitácie.

10 snímka

Ako vyzerá Mliečna dráha? Ako vyzerá naša galaxia Mliečna dráha z diaľky? Nikto to nevie s istotou, keďže sa nachádzame vo vnútri našej Galaxie a navyše nepriehľadný prach obmedzuje náš výhľad vo viditeľnom svetle. Tento údaj však ukazuje celkom prijateľný predpoklad založený na mnohých pozorovaniach. V strede Mliečnej dráhy je veľmi jasné jadro obklopujúce obrovskú čiernu dieru. V súčasnosti sa predpokladá, že jasná centrálna vydutina Mliečnej dráhy je asymetrická priečka relatívne starých červených hviezd. Vonkajšie oblasti obsahujú špirálové ramená, ktorých vzhľad je spôsobený otvorenými zhlukami mladých, jasne modrých hviezd, červenými emisnými hmlovinami a tmavým prachom. Špirálové ramená sú umiestnené v disku, ktorého prevažnú časť tvoria relatívne slabé hviezdy a riedky plyn – väčšinou vodík. Neznázornené je obrovské sférické halo neviditeľnej tmavej hmoty, ktoré tvorí väčšinu hmoty Mliečnej dráhy a poháňa pohyb hviezd ďaleko od jej stredu.

11 snímka

MILKY WAY, hmlistá žiara na nočnej oblohe z miliárd hviezd v našej Galaxii. Pás Mliečnej dráhy obopína oblohu v širokom prstenci. Mliečna dráha je obzvlášť viditeľná mimo mestských svetiel. Na severnej pologuli je vhodné ju pozorovať okolo polnoci v júli, o 22. hodine v auguste alebo o 20. hodine v septembri, keď je severný kríž súhvezdia Labuť blízko zenitu. Keď sledujeme trblietavý pruh Mliečnej dráhy na sever alebo severovýchod, míňame súhvezdie Cassiopeia v tvare písmena W a smerujeme k jasnej hviezde Capella. Za kaplnkou môžete vidieť, ako menej široká a svetlá časť Mliečnej dráhy prechádza tesne na východ od Orionovho pásu a nakláňa sa k obzoru neďaleko Siriusa, najjasnejšej hviezdy na oblohe. Najjasnejšia časť Mliečnej dráhy je viditeľná na juh alebo juhozápad v čase, keď je nad hlavou Severný kríž. Zároveň sú viditeľné dve vetvy Mliečnej dráhy, oddelené tmavou medzerou. Oblak Scutum, ktorý E. Barnard nazval „klenot Mliečnej dráhy“, sa nachádza na polceste k zenitu a pod ním sú nádherné súhvezdia Strelec a Škorpión.

12 snímka

RAZ SA MLIEČNA DRÁHA ZRAZILA S INOU GALAXIOU Nedávny výskum astronómov naznačuje, že pred miliardami rokov sa naša galaxia Mliečna dráha zrazila s inou, menšou, a výsledky tejto interakcie vo forme zvyškov tejto galaxie sú stále prítomné vo vesmíre. . Po pozorovaní asi 1500 hviezd podobných Slnku medzinárodný tím vedcov dospel k záveru, že ich trajektória, ako aj ich vzájomné polohy, môžu byť dôkazom takejto kolízie. „Mliečna dráha je veľká galaxia a veríme, že vznikla spojením niekoľkých menších,“ povedala Rosemary Wyseová z Johns Hopkins University. Vis a jej kolegovia zo Spojeného kráľovstva a Austrálie pozorovali okrajové zóny Mliečnej dráhy a verili, že práve tam môžu byť prítomné stopy po zrážkach. Predbežná analýza výsledkov výskumu potvrdila ich predpoklad a rozšírené vyhľadávanie (vedci očakávajú, že budú študovať asi 10 000 hviezd) to umožní s presnosťou. Stretnutia, ktoré sa odohrali v minulosti, sa môžu opakovať aj v budúcnosti. Podľa výpočtov by sa teda za miliardy rokov mala zraziť Mliečna dráha a hmlovina Andromeda, ktorá je nám najbližšou špirálovou galaxiou.

Snímka 13

Legenda... O vzniku Mliečnej dráhy sa traduje veľa legiend. Osobitnú pozornosť si zaslúžia dva podobné starogrécke mýty, ktoré odhaľujú etymológiu slova Galaxias (????????) a jeho súvislosť s mliekom (????). Jedna z legiend hovorí o materskom mlieku, ktoré sa rozlievalo po oblohe od bohyne Héry, ktorá dojčila Herkula. Keď Hera zistila, že bábätko, ktoré dojčí, nie je jej vlastné dieťa, ale nemanželský syn Dia a pozemská žena, odstrčila ho a z rozliateho mlieka sa stala Mliečna dráha. Iná legenda hovorí, že rozliate mlieko je mliekom Rhey, manželky Kronosa, a dieťaťom bol samotný Zeus. Kronos požieral svoje deti, pretože bolo predpovedané, že ho z vrcholu Panteónu zosadí z trónu jeho vlastný syn. Rhea zosnovala plán na záchranu svojho šiesteho syna, novorodenca Dia. Zabalila kameň do detského oblečenia a podsunula ho Kronosovi. Kronos ju požiadal, aby nakŕmila svojho syna ešte raz, kým ho prehltne. Mlieko vyliate z Rheiných pŕs na holú skalu sa neskôr stalo známym ako Mliečna dráha.

Snímka 14

Superpočítač (1 časť) Jeden z najrýchlejších počítačov na svete bol navrhnutý špeciálne na simuláciu gravitačnej interakcie astronomických objektov. Jeho uvedením do prevádzky dostali vedci silný nástroj na štúdium vývoja zhlukov hviezd a galaxií. Nový superpočítač s názvom GravitySimulator navrhol David Merritt z Rochester Institute of Technology (RIT), New York. Implementuje novú technológiu – zvýšenie výkonu bolo dosiahnuté použitím špeciálnych akceleračných dosiek Gravity Pipelines. S produktivitou dosahujúcou 4 bilióny. operácií za sekundu GravitySimulator sa zaradil do prvej stovky najvýkonnejších superpočítačov na svete a stal sa druhým najvýkonnejším medzi strojmi podobnej architektúry. Jeho cena je 500 tisíc dolárov Podľa Universe Today je GravitySimulator navrhnutý tak, aby riešil klasický problém gravitačnej interakcie N-telies. Produktivita 4 biliónov. operácií za sekundu nám umožňuje zostaviť model simultánnej interakcie 4 miliónov hviezd, čo je absolútny rekord v praxi astronomických výpočtov. Doteraz bolo možné pomocou štandardných počítačov simulovať gravitačnú interakciu nie viac ako niekoľko tisíc hviezd súčasne. Inštaláciou superpočítača na RIT tento rok na jar sa Meritovi a jeho spolupracovníkom podarilo po prvýkrát zostaviť model tesného páru čiernych dier, ktoré vznikajú pri splynutí dvoch galaxií.

15 snímka

Superpočítač (2. časť) „Je známe, že v strede väčšiny galaxií je čierna diera,“ vysvetľuje Dr. Merit podstatu problému. - Keď sa galaxie spoja, vznikne jedna väčšia čierna diera. Samotný proces zlučovania je sprevádzaný absorpciou a súčasným vyhadzovaním hviezd nachádzajúcich sa v tesnej blízkosti stredu galaxií. Zdá sa, že pozorovania blízkych interagujúcich galaxií potvrdzujú teoretické modely. Doteraz však dostupný počítačový výkon neumožňoval zostaviť numerický model na testovanie teórie. Toto je prvýkrát, čo sa nám to podarilo." Ďalšou úlohou, na ktorej budú astrofyzici z RIT pracovať, je študovať dynamiku hviezd v centrálnych oblastiach Mliečnej dráhy, aby pochopili povahu formovania čiernej diery v strede našej vlastnej galaxie. Dr. Meritt verí, že okrem vyriešenia špecifických rozsiahlych problémov v oblasti astronómie, inštalácia jedného z najvýkonnejších počítačov na svete urobí z Rochester Institute of Technology lídra v iných vedeckých oblastiach. Už druhý rok zostáva najvýkonnejším superpočítačom BlueGene/L, vytvorený v IBM a inštalovaný v Lawrence Livermore Laboratory, USA. Aktuálne má rýchlosť 136,8 teraflopov, no jeho konečná konfigurácia 65 536 procesorov to bude minimálne zdvojnásobovať.

16 snímka

Systém Mliečnej dráhy Systém Mliečnej dráhy je rozsiahly hviezdny systém (galaxia), do ktorého patrí Slnko. Systém Mliečnej dráhy pozostáva z mnohých hviezd rôznych typov, ako aj z hviezdokôp a asociácií, plynových a prachových hmlovín a jednotlivých atómov a častíc rozptýlených v medzihviezdnom priestore. Väčšina z nich zaberá priestor v tvare šošovky s priemerom asi 100 000 a hrúbkou asi 12 000 svetelných rokov. Menšia časť vypĺňa takmer guľový objem s polomerom asi 50 000 svetelných rokov. Všetky zložky Galaxie sú spojené do jedného dynamického systému, ktorý sa otáča okolo vedľajšej osi symetrie. Stred Systému je v smere súhvezdia Strelec.

Snímka 17

Vek Mliečnej dráhy sa odhadoval pomocou rádioizotopov.Pokúsili sa určiť vek Galaxie (a všeobecne povedané aj vesmíru) podobným spôsobom, aký používajú archeológovia. Nicholas Daufas z University of Chicago navrhol porovnať obsah rôznych rádioizotopov na periférii Mliečnej dráhy a v telesách Slnečnej sústavy. Článok o tom bol publikovaný v časopise Nature. Na posúdenie boli vybrané tórium-232 a urán-238: ich polčasy rozpadu sú porovnateľné s časom, ktorý uplynul od Veľkého tresku. Ak na začiatku poznáte presný pomer ich množstiev, tak z aktuálnych koncentrácií sa dá ľahko odhadnúť, koľko času ubehlo. Zo spektra jednej starej hviezdy, ktorá sa nachádza na hranici Mliečnej dráhy, sa astronómom podarilo zistiť, koľko tória a uránu obsahuje. Problém bol v tom, že pôvodné zloženie hviezdy nebolo známe. Daufas sa musel obrátiť na informácie o meteoritoch. Ich vek (asi 4,5 miliardy rokov) je známy s dostatočnou presnosťou a je porovnateľný s vekom Slnečnej sústavy a obsah ťažkých prvkov v čase vzniku bol rovnaký ako v slnečnej hmote. Vzhľadom na to, že Slnko je „priemernou“ hviezdou, Daufas preniesol tieto charakteristiky na pôvodný predmet analýzy. Výpočty ukázali, že vek Galaxie je 14 miliárd rokov a chyba je približne jedna sedmina skutočnej hodnoty. Predchádzajúci údaj – 12 miliárd – sa k tomuto výsledku dosť približuje. Astronómovia ho získali porovnaním vlastností guľových hviezdokôp a jednotlivých bielych trpaslíkov. Ako však poznamenáva Daufas, tento prístup si vyžaduje ďalšie predpoklady o vývoji hviezd, zatiaľ čo jeho metóda je založená na základných fyzikálnych princípoch.

18 snímka

Srdce Mliečnej dráhy Vedcom sa podarilo pozrieť sa do srdca našej galaxie. Pomocou vesmírneho teleskopu Chandra bola zostavená mozaika, ktorá pokrýva vzdialenosť 400 x 900 svetelných rokov. Vedci na ňom videli miesto, kde hviezdy umierajú a znovu sa rodia s úžasnou frekvenciou. Okrem toho bolo v tomto sektore objavených viac ako tisíc nových röntgenových zdrojov. Väčšina röntgenových lúčov nepreniká za zemskú atmosféru, takže takéto pozorovania je možné robiť len pomocou vesmírnych teleskopov. Pri umieraní hviezdy zanechávajú oblaky plynu a prachu, ktoré sú vytláčané zo stredu a ochladzujúce sa presúvajú do vzdialených oblastí galaxie. Tento kozmický prach obsahuje celé spektrum prvkov, vrátane tých, ktoré sú staviteľmi nášho tela. Takže sme doslova z popola.

Snímka 19

Mliečna dráha našla ďalšie štyri satelity Pred piatimi storočiami, v auguste 1519, sa portugalský admirál Fernando Magellan vydal na cestu okolo sveta. Počas plavby boli určené presné rozmery Zeme, objavená medzinárodná dátumová hranica a tiež dva malé hmlisté oblaky na oblohe južných zemepisných šírok, ktoré sprevádzali námorníkov za jasných hviezdnych nocí. A hoci veľký námorný veliteľ nemal ani potuchy o skutočnom pôvode týchto prízračných kondenzátov, neskôr nazývaných Veľký a Malý Magellanov oblak, práve vtedy boli objavené prvé satelity (trpasličie galaxie) Mliečnej dráhy. Povaha týchto veľkých zhlukov hviezd bola definitívne objasnená až začiatkom 20. storočia, keď sa astronómovia naučili určovať vzdialenosti k takýmto nebeským objektom. Ukázalo sa, že svetlo z Veľkého Magellanovho mračna k nám putuje 170 tisíc rokov az Malého Magellanovho mračna - 200 tisíc rokov a oni sami predstavujú obrovskú hviezdu. Viac ako pol storočia boli tieto trpasličie galaxie považované za jediné v okolí našej Galaxie, no v súčasnom storočí ich počet narástol na 20, pričom posledných 10 satelitov bolo objavených do dvoch rokov! K ďalšiemu kroku pri hľadaní nových členov rodiny Mliečnej dráhy pomohli pozorovania v rámci Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Nedávno vedci našli na snímkach SDSS štyri nové satelity vzdialené od Zeme vo vzdialenosti 100 až 500 tisíc svetelných rokov. Nachádzajú sa na oblohe v smere súhvezdí Coma Berenices, Canes Venatici, Herkules a Lev. Medzi astronómami sa trpasličie galaxie obiehajúce okolo stredu nášho hviezdneho systému (ktorý má priemer asi 100 000 svetelných rokov) zvyčajne nazývajú názvom súhvezdí, kde sa nachádzajú. V dôsledku toho boli nové nebeské objekty pomenované Coma Berenices, Canes Venatici II, Hercules a Leo IV. To znamená, že druhá takáto galaxia už bola objavená v súhvezdí Canes Venatici a štvrtá v súhvezdí Lev. Najväčším zástupcom tejto skupiny je Hercules s priemerom 1000 svetelných rokov a najmenším Coma Berenices (200 svetelných rokov). Je potešujúce, že všetky štyri minigalaxie objavila skupina z University of Cambridge (UK), vedená ruským vedcom Vasilijom Belokurovom.

20 snímka

Takéto relatívne malé hviezdne systémy možno klasifikovať ako veľké guľové hviezdokopy a nie ako galaxie, takže vedci zvažujú použitie nového termínu na takéto objekty - „hobiti“ (hobiti alebo malí gnómovia). Názov novej triedy objektov je len otázkou času. Hlavná vec je, že astronómovia majú teraz jedinečnú príležitosť odhadnúť celkový počet trpasličích hviezdnych systémov v okolí Mliečnej dráhy. Predbežné výpočty naznačujú, že toto číslo dosahuje päťdesiat. Bude ťažšie odhaliť zostávajúcich skrytých „škriatkov“, pretože ich lesk je extrémne slabý. Iné zhluky hviezd im pomáhajú skrývať sa a vytvárajú dodatočné pozadie pre prijímače žiarenia. Jediné, čo pomáha, je zvláštnosť trpasličích galaxií, že obsahujú hviezdy, ktoré sú charakteristické len pre tento typ objektov. Po objavení potrebných hviezdnych asociácií na fotografiách preto ostáva už len overiť ich skutočnú polohu na oblohe. Pomerne veľký počet takýchto objektov však vyvoláva nové otázky pre priaznivcov takzvanej „teplej“ temnej hmoty, ktorej pohyb nastáva rýchlejšie ako v rámci teórie „studenej“ neviditeľnej látky. Vznik trpasličích galaxií je skôr možný pri pomalom pohybe hmoty, čo lepšie zabezpečuje splývanie gravitačných „hrúd“ a v dôsledku toho vznik zhlukov galaxií. V každom prípade je však prítomnosť tmavej hmoty počas formovania minigalaxií povinná, a preto sa týmto objektom venuje taká veľká pozornosť. Okrem toho, podľa moderných kozmologických pohľadov, prototypy budúcich obrovských hviezdnych systémov „rastú“ z trpasličích galaxií v procese zlučovania. Vďaka nedávnym objavom sa o periférii vo všeobecnom zmysle slova dozvedáme čoraz viac podrobností. Okraj Slnečnej sústavy sa prejavuje novými objektmi Kuiperovho pásu; okolie našej Galaxie, ako vidíme, tiež nie je prázdne. Napokon, okrajové časti pozorovateľného vesmíru sa stali ešte slávnejšími: vo vzdialenosti 11 miliárd svetelných rokov bola objavená najvzdialenejšia kopa galaxií. Ale o tom viac v ďalších správach.

Naša galaxia mliečna dráha

Vera Viktorovna Ryzhakova, učiteľka fyziky, MOAU Stredná škola č.1, Shimanovsk, Amurská oblasť


Problematická otázka

  • Čo sa stane, keď sa zrazia dve galaxie?
  • Čo sa stane, keď sa zrazia dve galaxie?
  • Čo sa stane, keď sa zrazia dve galaxie?
  • Čo sa stane, keď sa zrazia dve galaxie?
  • Čo sa stane, keď sa zrazia dve galaxie?
  • Čo sa stane, keď sa zrazia dve galaxie?

Hypotézy

  • Rozptýlia sa bez toho, aby si jeden druhého všimli
  • Zlúči sa do jedného nového
  • Budú explodovať a lietať rôznymi smermi

Predmet štúdia

  • Galaxia

Úlohy

  • Zistite štruktúru našej Galaxie
  • Zistite veľkosť galaxie Mliečna dráha
  • Zvážte pohyb hviezd a galaxie ako celku
  • Odpovedzte na problematickú otázku

Informačné zdroje

  • Učebnica B.A. Vorontsov-Velyamov, E.K. Strout „Astronómia na základnej úrovni 11. ročníka“, drop, 2014, odsek 25, s. 171-187
  • internet astrogalaxy.ru/151.html Naša galaxia. Naša Galaxia je hviezdny dom, v ktorom žijeme.
  • Video https://www.youtube.com/watch?v=ZdF2wX5GfdU (4,08 min)
  • https://www.youtube.com/watch?v=DGvvEPBtPCI (1,17 min)
  • Hárok trasy lekcie

  • Mliečna galaxia,
  • v ktorom žijeme
  • Rozptýlené do vesmíru
  • Šumivý dážď.
  • Môžeme lietať okolo
  • ju niekedy
  • Voláme do našej Galaxie
  • My sme len...

Práca v notebooku

Charakteristický

Grafický obrázok

Projekcia galaxie na nebeskú sféru (pohľad na galaxiu zo Zeme)

Model štruktúry Galaxie (bočný pohľad) s uvedením veľkostí a dominantných nebeských telies v každej zo štruktúrnych zložiek

Model štruktúry Galaxie (pohľad na galaktický disk zhora) s vyobrazením priestorových štruktúrnych komponentov a vyznačením polohy Slnka


hviezdokopa

Názov klastra

príklad, umiestnenie v galaxii

Guľové hviezdokopy

Hviezdna "populácia"

Otvorené zhluky

Vek klastrov

Hviezdne asociácie

Počet hviezd v zhluku

Špeciálne

ness


Hlavné závery

  • - hviezdy nevznikajú samostatne, ale v skupinách;
  • - proces tvorby hviezd pokračuje dodnes;
  • - vývoj Galaxie - história procesu tvorby hviezd v nej;
  • hviezdy sa pohybujú

Metódy zisťovania vlastností pohybu hviezd

  • - porovnanie vzhľadu súhvezdia v rôznych časových obdobiach, ktoré sú od seba vzdialené;
  • - fotografické porovnanie oblastí hviezdnej oblohy pomocou toho istého ďalekohľadu v časových intervaloch;
  • - štúdium radiálnej rýchlosti, ktorá je určená posunom čiar v spektre hviezdy (Dopplerovým javom).

S/R Ustanovenie 25, odsek 4

1. Kde sa v Galaxii nachádza Slnko a aké sú vlastnosti radiálnych rýchlostí hviezd vzhľadom na Slnko?

2. Definujte pojem „vrchol hviezdy“. V akom smere sa nachádza vrchol Slnka?

3. Aké je obdobie otáčania Slnka okolo stredu Galaxie?

4. Formulujte definíciu pojmu „korotačný kruh“. Aká je výhoda polohy Slnečnej sústavy v Galaxii?


závery- galaktický disk sa otáča; - doba rotácie je rôzna pre rôzne vzdialenosti od stredu, Galaxia sa neotáča ako tuhé teleso; - lineárna rýchlosť so vzdialenosťou od stredu najprv rýchlo rastie, potom vo veľmi veľkej vzdialenosti zostáva konštantná a dokonca sa zvyšuje


Práca s počítačom

1. Pozrite si video

„Kolízia galaxií Mliečna dráha a Andromeda“ https://www.youtube.com/watch?v=DGvvEPBtPCI (1,17 min)

2. Odpovedzte na problémovú otázku


Domáca úloha

§ 25.1, 25.2, 25.4; praktické úlohy.

  • S akým uhlovým priemerom bude naša Galaxia, ktorej priemer je 0,03 Mpc, viditeľná pre pozorovateľa nachádzajúceho sa v galaxii M31 (hmlovina Andromeda) vo vzdialenosti 600 kpc?
  • 2. Pomocou pohyblivej hviezdnej mapy určite, ktorými súhvezdiami Mliečna dráha prechádza.

Témy projektu (podľa skupín) 1. História prieskumu Galaxie. 2. Legendy národov sveta, charakterizujúce Mliečnu dráhu viditeľnú na oblohe. 3. Objav „ostrovnej“ štruktúry vesmíru V. Ya Struve. 4. Model Galaxie od V. Herschela. 5. Záhada skrytej hmoty. 6 Experimenty na detekciu slabo interaktívnych masívnych častíc – slabo interagujúcich masívnych častíc. 7. Štúdia B. A. Vorontsova-Velyaminova a R. Trumplera o medzihviezdnej absorpcii svetla. Internetové zdroje http://www.youtube.com/watch?v=_sQD0Fbr FCw – Naša galaxia. Mliečna dráha. http://www.youtube.com/watch?v=99PR9HSDp BI – Naša galaxia. Pohľad zvonku.