Основные компоненты Галактики
Звездные скопления и звездные ассоциации
Хотя большинство звезд в Галактике существуют либо в виде одиночных звезд, таких как Солнце, либо в виде двойных звезд, существует множество заметных групп и скоплений звезд, которые содержат от десятков до тысяч членов. Эти объекты можно разделить на три типа: шаровые скопления, рассеянные скопления и звездные ассоциации. Они различаются в первую очередь возрастом и количеством звезд-участников.
Шаровые скопления
Самые большие и массивные звездные скопления - это шаровые скопления, названные так из-за их примерно сферической формы. В Галактике более 150 шаровых скоплений (точное число неизвестно из-за затемнения пылью в полосе Млечного Пути, что, вероятно, не позволяет увидеть некоторые шаровые скопления). Они расположены в почти сферическом ореоле вокруг Млечного Пути, с относительно небольшим количеством в галактической плоскости, но сильной концентрацией к центру. Радиальное распределение, построенное как функция расстояния от центра галактики, соответствует математическому выражению формы, идентичной той, которая описывает распределение звезд в эллиптических галактиках.
шаровое скопление M80
Шаровое скопление M80 (также известное как NGC 6093) на оптическом изображении, полученном космическим телескопом Хаббла. M80 находится в 28 000 световых лет от Земли и содержит сотни тысяч звезд.
Команда «Наследие Хаббла» (AURA / STScI / NASA)
Шаровые скопления - чрезвычайно светящиеся объекты. Их средняя светимость эквивалентна примерно 25 000 Солнца. Самые светящиеся в 50 раз ярче. Массы шаровых скоплений, измеренные путем определения дисперсии скоростей отдельных звезд, составляют от нескольких тысяч до более чем 1000000 солнечных масс. Скопления очень большие, их диаметр составляет от 10 до 300 световых лет. Большинство шаровых скоплений сконцентрировано в своих центрах, имея звездное распределение, напоминающее изотермические газовые сферы с обрезанием, которое соответствует приливным эффектам Галактики. Точная модель распределения звезд в скоплении может быть получена из звездной динамики., который учитывает типы орбит, которые звезды имеют в скоплении, встречи между этими звездами-членами и эффекты внешних влияний. Американский астроном Иван Р. Кинг, например, разработал динамические модели, которые очень точно соответствуют наблюдаемым звездным распределениям. Он обнаружил, что структуру кластера можно описать двумя числами: (1)радиус ядра, который измеряет степень концентрации в центре, и (2) приливный радиус, который измеряет границу плотности звезд на краю скопления.
Ключевой отличительной чертой шаровых скоплений в Галактике является их однородный возраст. Определенный путем сравнения звездного населения шаровых скоплений с моделями звездной эволюции, возраст всех из них, измеренных до сих пор, составляет от 11 миллиардов до 13 миллиардов лет. Это самые старые объекты в Галактике, поэтому они должны были быть одними из первых. На то, что это имело место, также указывает тот факт, что шаровые скопления, как правило, содержат гораздо меньшее количество тяжелых элементов, чем звезды в плоскости Галактики, например Солнце. Состоит из звезд, принадлежащих к крайней популяции II (см. Ниже Звезды и звездное население), как и высокоширотные звезды гало, эти почти сферические ассоциации, по-видимому, сформировались до того, как вещество Галактики сплюснулось в нынешний тонкий диск. По мере развития составляющих их звезд они отдали часть своего газа межзвездному пространству. Этот газ был обогащен тяжелыми элементами (т.е. элементами тяжелее гелия), образующимися в звездах на более поздних стадиях их эволюции, так что межзвездный газ в Галактике постоянно изменяется. Водород и гелий всегда были основными составляющими, но важность тяжелых элементов постепенно возрастала. Современный межзвездный газ содержит элементы тяжелее гелия. на уровне около 2 процентов по массе, в то время как шаровые скопления содержат всего 0,02 процента тех же элементов.
Открытые кластеры
Скопления меньшего размера и менее массивные, чем шаровые скопления, находятся в плоскости Галактики, смешанной с большинством звезд системы, включая Солнце. Эти объекты являются рассеянными скоплениями, названными так потому, что они обычно имеют более открытый и рыхлый вид, чем типичные шаровые скопления.
открытый кластер NGC 290
Открытое скопление NGC 290, увиденное космическим телескопом Хаббла.
Европейское космическое агентство и НАСА
Рассеянные скопления распределены в Галактике очень похоже на молодые звезды. Они сильно сконцентрированы вдоль плоскости Галактики и медленно убывают по мере удаления от ее центра. Крупномасштабное распределение этих скоплений не может быть изучено напрямую, потому что их существование в плоскости Млечного Пути означает, что пыль скрывает те, которые находятся на расстоянии более нескольких тысяч световых лет от Солнца. По аналогии с рассеянными скоплениями во внешних галактиках, подобных Галактике, предполагается, что они следуют общему распределению интегрированного света в Галактике, за исключением того, что их, вероятно, меньше в центральных областях. Есть некоторые свидетельства того, что более молодые рассеянные скопления более плотно сконцентрированы в галактике. спиральные рукава, по крайней мере, в окрестностях Солнца, где эти рукава можно различить.
Самые яркие рассеянные скопления значительно слабее самых ярких шаровых скоплений. Пиковая абсолютная светимость примерно в 50 000 раз превышает светимость Солнца, но самый большой процент известных рассеянных скоплений имеет яркость, эквивалентную 500 солнечным светимостям. Массы можно определить по разбросу измеренных скоростей отдельных звездных членов скоплений. Большинство рассеянных скоплений имеют малые массы порядка 50 масс Солнца. Общее количество звезд у них невелико, от десятков до нескольких тысяч.
Разомкнутые скопления имеют диаметр от 2 или 3 до 20 световых лет, при этом большинство из них имеют диаметр менее 5 световых лет. По структуре они сильно отличаются от шаровых скоплений, хотя их можно понять с помощью аналогичных динамических моделей. Наиболее важным конструктивным различием является их небольшая общая масса и относительная рыхлость, которые являются результатом сравнительно большого радиуса сердечника. Эти две особенности имеют катастрофические последствия с точки зрения их окончательной судьбы, поскольку рассеянные скопления недостаточно гравитационно связаны, чтобы противостоять разрушительным приливным эффектам в Галактике (см. Звездное скопление: открытые скопления). Судя по выборке рассеянных скоплений в пределах 3000 световых лет от Солнца, только половина из них может противостоять таким приливным силам в течение более 200 миллионов лет, а всего лишь 2 процента имеют продолжительность жизни до 1 миллиарда лет.
Измеренный возраст рассеянных скоплений согласуется с выводами, сделанными относительно их продолжительности жизни. Обычно это молодые объекты; только некоторые из них, как известно, имеют возраст более 1 миллиарда лет. Большинство из них моложе 200 миллионов лет, а некоторым - 1-2 миллиона лет. Возраст рассеянных скоплений определяется путем сравнения их звездной принадлежности с теоретическими моделями звездной эволюции. Поскольку все звезды в скоплении имеют почти одинаковый возраст и химический состав, различия между звездами-членами целиком являются результатом их разной массы. По прошествии времени после формирования скопления массивные звезды, которые развиваются быстрее всего, постепенно исчезают из скопления, становясь белыми карликами. или другие сверхсветящиеся звездные остатки. Теоретические модели скоплений показывают, как этот эффект изменяет звездное содержимое со временем, а прямое сравнение с реальными скоплениями дает для них надежный возраст. Чтобы сделать это сравнение, астрономы используют диаграмму (диаграмма цвет-величина), которая отображает температуру звезд в зависимости от их светимости. Диаграммы цвет-величина были получены для более чем 1000 рассеянных скоплений, и, таким образом, известен возраст этой большой выборки.
Поскольку рассеянные скопления - это в основном молодые объекты, их химический состав соответствует обогащенной среде, из которой они образовались. Большинство из них подобны Солнцу в своем изобилии тяжелых элементов, а некоторые даже богаче. Например, Гиады, составляющие одно из ближайших скоплений, содержат почти вдвое больше тяжелых элементов, чем Солнце. В 1990-х годах стало возможным обнаружить очень молодые рассеянные скопления, которые ранее были полностью скрыты в глубоких пыльных регионах. Используя инфракрасные матричные детекторы, астрономы обнаружили, что многие молекулярные облака содержат очень молодые группы звезд, которые только что сформировались, а в некоторых случаях все еще формируются.
Звездные ассоциации
Звездные ассоциации даже моложе рассеянных скоплений - это очень рыхлые группы молодых звезд, которые имеют общее место и время происхождения, но, как правило, недостаточно тесно связаны друг с другом гравитационно, чтобы сформировать стабильное скопление. Звездные ассоциации строго ограничены плоскостью Галактики и появляются только в тех областях системы, где происходит звездообразование, особенно в спиральных рукавах. Это очень светящиеся объекты. Самые яркие даже ярче самых ярких шаровых скоплений, но это не потому, что они содержат больше звезд; вместо этого это результат того факта, что составляющие их звезды намного ярче, чем звезды, составляющие шаровые скопления. Самые яркие звезды в звездных ассоциациях - очень молодые звезды спектральных классов. O и B. Абсолютная светимость у них такая же яркая, как у любой звезды в Галактике - порядка одного миллиона раз яркости Солнца. Такие звезды имеют очень короткую продолжительность жизни, всего несколько миллионов лет. У светящихся звезд этого типа не обязательно должно быть очень много, чтобы образовать очень яркую и заметную группу. Суммарные массы звездных ассоциаций составляют всего несколько сотен солнечных масс, а численность звезд исчисляется сотнями, а в некоторых случаях и тысячами.
Размеры звездных ассоциаций велики; средний диаметр таковых в Галактике составляет около 250 световых лет. Они настолько велики и слабо структурированы, что их самогравитации недостаточно, чтобы удерживать их вместе, и в течение нескольких миллионов лет члены рассеиваются в окружающем пространстве, становясь отдельными и не связанными между собой звездами в галактическом поле.
Перемещение групп
Эти объекты представляют собой организации звезд, которые разделяют общие измеримые движения. Иногда они не образуют заметного скопления. Это определение позволяет применять этот термин к ряду объектов от ближайших гравитационно связанных скоплений до групп широко разбросанных звезд без явной гравитационной идентичности, которые обнаруживаются только путем поиска в каталогах звезд общего движения. Среди самых известных движущихся групп - Гиады в созвездии Тельца. Эта система, также известная как движущееся скопление Тельца или поток Тельца, включает относительно плотное скопление Гиад вместе с несколькими очень удаленными членами. Всего на нем около 350 звезд, в том числе несколько белых карликов. Его центр находится на расстоянии около 150 световых лет от нас. Другие известные движущиеся звездные группы включают группы Большой Медведицы, Скорпиона- Центавра и Плеяд. Помимо этих удаленных организаций, исследователи наблюдали то, что похоже на группы высокоскоростных звезд около Солнца. Один из них, названный Группа Грумбриджа 1830, состоит из ряда субкарликов и звезды RR Лиры, в честь которой были названы переменные RR Лиры.
Плеяды
Яркая туманность в Плеядах (M45, NGC 1432), расстояние 490 световых лет. Звезды скопления обеспечивают свет, а окружающие облака пыли отражают и рассеивают лучи от звезд.
Предоставлено Паломарской обсерваторией / Калифорнийским технологическим институтом
Последние достижения в изучении движущихся групп повлияли на изучение кинематической истории звезд и на абсолютную калибровку шкалы расстояний до Галактики. Подвижные группы оказались особенно полезными в отношении последних, потому что их общность движения позволяет астрономам точно определять (для более близких примеров) расстояние до каждого отдельного члена. Вместе с соседними звездами параллакса, параллаксы движущихся групп служат основой для шкалы галактических расстояний. Астрономы обнаружили, что движущееся скопление Гиады хорошо подходит для своих целей: оно достаточно близко, чтобы можно было надежно применить метод, и у него достаточно членов для определения точного возраста.
Одна из основных проблем использования движущихся групп для определения расстояния - это выбор членов. В случае Гиад это было сделано очень осторожно, но не без значительных споров. Члены движущейся группы (и ее фактическое существование) определяются степенью, в которой их движения определяют общую точку схода на небе. Один из методов состоит в том, чтобы определить координаты полюсов больших кругов, определяемые собственным движением и положением отдельных звезд. Положения полюсов будут определять большой круг, и один из его полюсов будет точка схода движущейся группы. Принадлежность звезд можно установить по критериям, применяемым к расстояниям полюсов собственного движения отдельных звезд от среднего большого круга. Достоверность существования самой группы может быть измерена по разбросу точек большого круга относительно их среднего значения.
Поскольку лучевые скорости не будут использоваться для предварительного выбора элементов, они могут быть впоследствии исследованы для исключения других нечленов. Окончательный список членов должен содержать лишь очень небольшое количество нечленов - либо тех, кто, кажется, согласен с движением группы из-за ошибок наблюдения, либо тех, кто разделяет движение группы в настоящее время, но исторически не связаны с группой.
Расстояния отдельных звезд в движущейся группе могут быть определены, если известны их лучевые скорости и собственные движения (см. Ниже Звездные движения) и если определено точное положение радианта. Если угловое расстояние звезды от радианта равно λ и если скорость скопления в целом относительно Солнца равна V, то лучевая скорость звезды V r равна V r = V cos λ. Поперечная (или тангенциальная) скорость T определяется выражением T = V sin λ = 4,74 μ / p, где p - параллакс звезды в угловых секундах. Таким образом, параллакс звезды равен p = 4,74 μ cot λ / V r.
Ключом к достижению надежных расстояний с помощью этого метода является как можно более точное определение точки схождения группы. Различные используемые методы (например,Шарлье) обладают высокой точностью при условии отсутствия систематических ошибок в самих измерениях. Для движущейся группы Тельца, например, было подсчитано, что точность для наиболее наблюдаемых звезд составляет порядка 3 процентов параллакса, не считая любых ошибок из-за систематических проблем с собственными движениями. Точность такого порядка была невозможна другими способами до тех пор, пока космический телескоп Hipparcos не смог измерить с высокой точностью звездные параллаксы для тысяч отдельных звезд.
Эмиссионные туманности
Заметный компонент Галактики - это совокупность крупных, ярких, диффузных газовых объектов, обычно называемых туманностями. Яркие из этих объектов облакоподобных являются эмиссионными туманностями, крупные комплексы межзвездного газа и звезд, в которых существует газ в ионизированном и возбужденном состоянии (причем электроны этих атомов возбуждаются на более высокий, чем нормальный уровень энергии). Это состояние создается сильным ультрафиолетовым светом, излучаемым очень яркими горячими звездами, заключенными в газе. Поскольку эмиссионные туманности почти полностью состоят из ионизированного водорода, их обычно называют H II регионы.
Туманность Ориона (M42)
Центр туманности Ориона (M42). Астрономы идентифицировали около 700 молодых звезд в этой области шириной 2,5 светового года. Они также обнаружили более 150 протопланетных дисков или опор, которые, как полагают, являются эмбриональными солнечными системами, которые в конечном итоге сформируют планеты. Эти звезды и проплиды генерируют большую часть света туманности. Этот снимок представляет собой мозаику, состоящую из 45 изображений, сделанных космическим телескопом Хаббл.
НАСА, CR O'Dell и SK Wong (Университет Райса)
Области H II находятся в плоскости Галактики, смешанной с молодыми звездами, звездными ассоциациями и самым молодым из рассеянных скоплений. Это области, где недавно образовались очень массивные звезды, и многие из них содержат конденсированный газ, пыль и молекулярные комплексы, обычно связанные с продолжающимся звездообразованием. Области H II сосредоточены в спиральных рукавах Галактики, хотя некоторые существуют между рукавами. Многие из них находятся на промежуточных расстояниях от центра Галактики Млечный Путь, при этом наибольшее число находится на расстоянии 10 000 световых лет. Этот последний факт можно установить, даже несмотря на то, что области H II нельзя четко увидеть за пределами нескольких тысяч световых лет от Солнца. Они излучают радиоизлучение характерного типа с тепловым спектром, который указывает на то, что их температура составляет около 10 000 кельвинов. Это тепловое радиоизлучение позволяет астрономам составлять карты распределения областей H II в далеких частях Галактики.
Самые большие и яркие области H II в Галактике соперничают с самыми яркими звездными скоплениями в сумме светимость. Несмотря на то, что большая часть видимого излучения сконцентрирована в нескольких дискретных эмиссионных линиях, общая видимая яркость самых ярких элементов эквивалентна десяткам тысяч яркостей Солнца. Эти области H II также замечательны по размеру, их диаметр составляет около 1000 световых лет. Чаще встречаются общие области H II, такие как Размер туманности Ориона составляет около 50 световых лет. Они содержат газ, общая масса которого колеблется от одной-двух масс Солнца до нескольких тысяч. Области H II состоят в основном из водорода, но они также содержат измеримые количества других газов. На втором месте по численности стоит гелий, также присутствуют большие количества углерода, азота и кислорода. Предварительные данные показывают, что соотношение Содержание более тяжелых элементов среди обнаруженных газов до водорода уменьшается при удалении от центра Галактики, и эта тенденция наблюдалась в других спиральных галактиках.
Планетарные туманности
Газовые облака, известные как планетарные туманности, только внешне похожи на туманности других типов. Названные так потому, что более мелкие разновидности почти напоминают планетные диски при просмотре в телескоп, планетарные туманности представляют собой стадию в конце звездного жизненного цикла, а не в начале. Распределение таких туманностей в Галактике отличается от распределения областей H II. Планетарные туманности относятся к промежуточной популяции и встречаются по всему диску и во внутреннем гало. В Галактике известно более 1000 планетарных туманностей, но многие из них могут быть упущены из виду из-за затемнения в области Млечного Пути.
Туманность Кошачий Глаз
Составное изображение туманности Кошачий глаз (NGC 6543), объединяющее три изображения, сделанные космическим телескопом Хаббла. Эта планетарная туманность имеет необычно сложную структуру с концентрическими оболочками (видимыми в виде ярких колец), струями (выступы вверху слева и внизу справа) и рядом деталей, которые предполагают сложное взаимодействие ударных волн.
Дж. П. Харрингтон и К. Дж. Борковски (Мэрилендский университет) и НАСА
Остатки сверхновой
Другой тип туманных объектов, обнаруженных в Галактике, - это остатки газа, выпущенного взрывающейся звездой, образующей сверхновую. Иногда эти объекты выглядят как планетарные туманности, как в случае с Крабовидная туманность, но они отличаются от последней по трем параметрам: (1) общая масса их газа (они включают большую массу, по сути, всю массу взрывающейся звезды), (2) их кинематика (они расширяются с большей массой). скорости) и (3) время их жизни (они длятся меньше, чем видимые туманности). Наиболее известные остатки сверхновых - это те, которые образовались в результате трех исторически наблюдаемых сверхновых: сверхновой 1054 года, которая сделала Крабовидную туманность своим остатком; тот 1572 года, названный «Нова Тихо»; и то, что было в 1604 году, называлось «Нова Кеплера». Эти и многие другие подобные им объекты в Галактике обнаруживаются в радиоволнах. Они излучают радиоактивную энергию в почти плоском спектре из-за испускания излучения заряженными частицами, движущимися по спирали почти на скорость света в магнитном поле, окруженном газообразным остатком. Излучение, генерируемое таким образом, называется синхротронное излучение и связано с различными типами насильственных космические явления помимо остатков сверхновых, как, например, радиогалактики.
Крабовидная туманность
Крабовидная туманность, образовавшаяся в результате взрыва сверхновой, зарегистрированного в 1054 году. Это изображение было получено путем объединения двух десятков снимков, сделанных космическим телескопом Хаббла.
НАСА / ЕКА / STScI / AURA
Облака пыли
Пылевые облака Галактики узко ограничены плоскостью Млечного Пути, хотя пыль очень низкой плотности может быть обнаружена даже вблизи галактических полюсов. Облака пыли на расстоянии от 2000 до 3000 световых лет от Солнца не могут быть обнаружены оптически, потому что промежуточные облака пыли и общий слой пыли скрывают более удаленные виды. Основываясь на распределении пылевых облаков в других галактиках, можно сделать вывод, что они часто наиболее заметны внутри спиральных рукавов, особенно по внутреннему краю четко очерченных. Наиболее наблюдаемые пылевые облака около Солнца имеют массу в несколько сотен солнечных масс и размеры в диапазоне от максимума примерно 200 световых лет до долей светового года. Самые маленькие, как правило, самые плотные, возможно, отчасти из-за эволюции: по мере сжатия пылевого комплекса он также становится более плотным и непрозрачным. Самые маленькие пылевые облака - это так называемые Глобулы Бока, названные в честь голландского американского астронома Барта Дж. Бока; эти объекты имеют диаметр около одного светового года и массу от 1 до 20 масс Солнца.
Туманность Орла
Туманность Орла. Звезды образуются в этой колонне из холодной пыли и газа, длина которой составляет 9,5 световых лет.
НАСА, ЕКА и группа «Наследие Хаббла» (STScI / AURA)
NGC 4013
NGC 4013, спиральная галактика с заметной полосой пыли, похожей на галактику Млечный Путь, на снимке, полученном космическим телескопом Хаббла.
НАСА и группа «Наследие Хаббла» (STScI / AURA)
Более полную информацию о пыли в Галактике дают инфракрасные наблюдения. В то время как оптические инструменты могут обнаруживать пыль, когда она закрывает более далекие объекты или когда она освещена очень близкими звездами, инфракрасные телескопы могут регистрировать длинноволновое излучение, которое излучают сами холодные пылевые облака. Полный обзор неба в инфракрасном диапазоне длин волн, сделанный в начале 1980-х годов беспилотной орбитальной обсерваторией, Инфракрасный астрономический спутник (IRAS) обнаружил большое количество плотных пылевых облаков в Млечном Пути. Двадцать лет спустя Космический телескоп Спитцера с большей чувствительностью, большим охватом длины волны и лучшим разрешением нанес на карту множество пылевых комплексов в Млечном Пути. В некоторых из них можно было увидеть массивные звездные скопления, все еще находящиеся в процессе формирования.
Густые облака пыли в Млечном Пути можно изучать и другим способом. Многие такие объекты содержат обнаруживаемые количества молекул, которые излучают радиоизлучение на длинах волн, что позволяет их идентифицировать и анализировать. В пылевых облаках было обнаружено более 50 различных молекул, в том числе оксид углерода и формальдегид, а также радикалы.
Генерал межзвездная среда
Звезды в Галактике, особенно вдоль Млечного Пути, обнаруживают наличие общей, всепроникающей межзвездной среды, поскольку они постепенно исчезают с расстоянием. Это происходит в первую очередь из-за межзвездных пыль, которая затемняет и краснеет звездный свет. В среднем звезды около Солнца затемняются в два раза на каждые 3000 световых лет. Таким образом, звезда, которая находится на расстоянии 6000 световых лет от нас в плоскости Галактики, будет казаться в четыре раза слабее, чем если бы не межзвездная пыль.
Туманность Конская Голова
Туманность Конская Голова.
© Англо-Австралийская обсерватория
центр галактики Млечный Путь
Центральные районы Галактики Млечный Путь. Изображение слева находится в видимом свете, а изображение справа - в инфракрасном; заметная разница между двумя изображениями показывает, как инфракрасное излучение может проникать через галактическую пыль. Инфракрасное изображение является частью двухмикронного обзора всего неба (2MASS) - обзора всего неба в инфракрасном свете.
Мозаика изображения Атласа любезно предоставлена Ховардом МакКаллоном и Джином Копаном из проекта 2MASS / UMass / IPAC-Caltech / NASA / NSF
Другой способ, которым проявляются эффекты межзвездной пыли, - это поляризация фонового звездного света. Пыль до некоторой степени выравнивается в пространстве, и это приводит к избирательному поглощению, так что существует предпочтительная плоскость вибрации для световых волн. Электрические векторы имеют тенденцию лежать преимущественно вдоль галактической плоскости, хотя есть области, где распределение более сложное. Вероятно, поляризация возникает из-за того, что пылинки частично выровнены галактическим магнитное поле. Если пылинки являются парамагнитными и действуют как магнит, то общее магнитное поле, хотя и очень слабое, может со временем выровнять частицы с их короткими осями в направлении поля. Как следствие, направления поляризации звезд в разных частях неба позволяют построить направление магнитного поля в Млечном Пути.
Пыль сопровождается газ, который тонко рассеивается среди звезд, заполняя пространство между ними. Этот межзвездный газ состоит в основном из водород в своей нейтральной форме. Радиотелескопы могут обнаруживать нейтральный водород, поскольку он излучает излучение с длиной волны 21 см. Такая длина радиоволн достаточно велика, чтобы проникать в межзвездную пыль, и поэтому ее можно обнаружить во всех частях Галактики. Большая часть того, что астрономы узнали о крупномасштабной структуре и движениях Галактики, было получено из радиоволн межзвездного нейтрального водорода. Расстояние до обнаруженного газа определить нелегко. Во многих случаях необходимо использовать статистические аргументы, но скорости газа по сравнению со скоростями, найденными для звезд и ожидаемыми на основе динамики Галактики, дают полезные подсказки относительно местоположения различных источников водорода. радиоизлучение. Недалеко от На Солнце средняя плотность межзвездного газа составляет 10 −21 г / см 3, что эквивалентно примерно одному атому водорода на кубический сантиметр.
Еще до того, как в 1951 году они впервые обнаружили излучение нейтрального водорода, астрономы знали о межзвездном газе. Незначительные компоненты газа, такие как натрий и кальций, поглощают свет с определенными длинами волн и, таким образом, вызывают появление линий поглощения в спектрах звезд, лежащих за пределами газа. Поскольку линии, исходящие от звезд, обычно разные, можно различить линии межзвездного газа и измерить как плотность, так и скорость газа. Часто можно даже наблюдать эффекты нескольких концентраций межзвездного газа между Землей и фоновыми звездами и тем самым определять кинематику газа в различных частях Галактики.
Галактики-компаньоны
Узнайте о предсказании столкновения Млечного Пути с галактикой Андромеды, которое может произойти примерно через четыре миллиарда лет.
Обзор предсказанного столкновения галактик Андромеды и Млечного Пути, которое должно произойти примерно через четыре миллиарда лет.
© Открытый университет (издательский партнер Britannica) См. Все видео к этой статье
В Магеллановы Облака были признаны в начале 20 века объектами-компаньонами Галактики. Когда американский астроном Эдвин Хаббл установил внегалактическую природу того, что мы теперь называем галактиками, стало ясно, что Облака должны быть отдельными системами, как неправильного класса, так и удаленными более чем на 100 000 световых лет.
В настоящее время наилучшие значения их расстояний составляют 163 000 и 202 000 световых лет для Большого и Малого Облаков, соответственно.
Были обнаружены дополнительные близкие спутники, все они были маленькими и неприметными объектами класса карликовых эллипсов. Ближайший из них - карлик Стрельца, галактика, которая падает в Галактику Млечный Путь, будучи захваченной приливом гораздо более сильной галактикой гравитация. Ядро этой галактики находится на расстоянии около 90 000 световых лет. Другими близкими спутниками являются хорошо изученные галактики Карина, Драко, Форнакс, Лев I, Лев II, Секстаны, Скульптор и Малая Медведица, а также несколько очень слабых, менее известных объектов. Расстояние до них составляет примерно от 200 000 до 800 000 световых лет. Группировка этих галактик вокруг Галактики Млечный Путь повторяется в случае Галактики Андромеды, которая также сопровождается несколькими карликовыми компаньонами.
шаровое скопление NGC 1850 в Большом Магеллановом Облаке
Большая часть шарового скопления NGC 1850 состоит из желтых звезд; яркие белые звезды являются членами второго рассеянного скопления на расстоянии около 200 световых лет от NGC 1850. Этот снимок является составным из изображений, полученных космическим телескопом Хаббла.
Р. Гилмоцци, Научный институт космического телескопа / Европейское космическое агентство; Шон Эвальд, Лаборатория реактивного движения; и НАСА