Музыка сфер. Астрономия и математика - Рос Роза Мария - Страница 27

При анализе областей, близких к Солнцу, звёздная материя считается жидкостью, которая подчиняется уравнениям гидродинамики и обладает цилиндрической симметрией (именно этот вид симметрии характерен для нашей спиральной галактики).

С помощью статистических и численных методов рассматривается наложение двух звёздных населений (населения I и населения II) друг на друга. При рассмотрении наложения теоретические результаты намного точнее согласуются с результатами наблюдений, чем при рассмотрении единственного звёздного населения.

Различие между звёздами галактических дисков и звёздами, находящимися в так называемых балджах галактик, открыл немецкий астроном Вальтер Бааде (1893–1960). Он же определил два класса звёзд — звёздное население I и звёздное население II — ещё до того, как был изучен процесс звёздной эволюции. К критериям классификации звёзд относятся скорость их движения в пространстве, расположение внутри галактики, возраст, химический состав и различия в цвете и яркости.

Структура Млечного Пути, на которой отмечены гало, диск и центральный балдж.

Согласно Бааде, звёзды, принадлежащие к звёздному населению I, образуют галактический диск. Они содержат значительные объёмы более тяжёлых элементов, чем гелий. Эти тяжёлые элементы образовались внутри звёзд предыдущих поколений и распространились в межзвёздном пространстве в результате взрывов сверхновых. Наше Солнце принадлежит к звёздному населению I. Звёзды такого типа часто встречаются в спиральных рукавах Млечного Пути и других спиральных галактик.

Звёзды населения II принадлежат к первым поколениям звёзд, образовавшихся после Большого взрыва. Следовательно, в большинстве из них содержание металлов невелико. Крайне маловероятно, что вокруг этих звёзд вращаются планеты. Звёзды населения II располагаются в шаровых скоплениях и в центре Млечного Пути. Находясь в галактическом гало, они действительно обладают низкой металличностью и намного старше, чем звёзды населения I. По результатам изучения звёздной эволюции известно, что звёзды населения II обладают малой массой, так как массивные звёзды, появившиеся одновременно с ними, уже мертвы.

В 1925 году американский астроном Эдвин Хаббл предложил классификацию галактик по схеме, которая используется и сегодня и отчасти позволяет объяснить их эволюцию. В рамках этой классификации выделяются две основные категории галактик: спиральные и эллиптические.

Спиральные галактики делятся на обычные и диффузные в зависимости от формы и относительных размеров балджа. Для них характерен большой объём газа в диске, что приводит к образованию множества звёзд, особенно молодых звёзд населения I. Такие галактики обычно располагаются в зонах с малой галактической плотностью.

Эллиптические галактики делятся на более или менее округлые и вытянутые — от сферических (типа E0) до крайне вытянутых (типа E7). Они обладают равномерной яркостью и внешне выглядят как балдж спиральной галактики без диска.

Эти галактики состоят из старых звёзд населения II, которые практически не содержат газа. Эллиптические галактики обычно располагаются в зонах с высокой галактической плотностью, преимущественно в центрах крупных скоплений галактик.

В настоящее время классификацию Хаббла дополняют линзовидными галактиками (типа S0), которые имеют балдж и диск, но не имеют спиральных рукавов. Они практически не содержат газа, а следовательно, состоят из старых звёзд.

Неправильные галактики — это малые галактики без балджа, имеющие неправильную форму. К этому типу относятся Магеллановы Облака.

Хаббл доказал, что галактики удалятся от нас со скоростью, пропорциональной расстоянию до них; иными словами, Вселенная расширяется.

Типы и подтипы галактик.

Слева — эллиптическая галактика М87. Справа — спиральная галактика NGC2997.

Слева — диффузная спиральная галактика NGC 1365, расположенная на расстоянии 56 млн световых лет от нас. Справа — Большое Магелланово Облако — пример неправильной галактики.

Во II веке до н. э. Гиппарх Никейский первым создал метод классификации звёзд по их видимому блеску. В своём «Альмагесте» Птолемей привёл классификацию звёзд, следуя тому же критерию, что и Гиппарх, однако классификация Птолемея оказалась более популярной. Самые яркие звёзды Птолемей назвал звёздами первой величины, звёзды в два раза меньшей яркости — звёздами второй величины и так далее вплоть до шестой величины — эти звёзды едва можно различить невооружённым глазом (их можно наблюдать только на безлунном небе и в отсутствие светового загрязнения). Уильям Гершель (1738–1822) заметил, что звёзды первой величины светят в среднем в сто раз ярче, чем звёзды шестой величины.

В XIX веке Норман Роберт Погсон определил, что отношение яркостей звёзд, различающихся на одну величину, должно быть постоянным, и создал новый, более точный метод классификации, который используется и сейчас. Он предложил шкалу, в которой разница в пять звёздных величин соответствовала разнице в яркости в 100 раз. Имеем:

100^1/5=2,512.

Таким образом, отношение яркостей звёзд таково: звёзды первой величины в 2,512 раза ярче звёзд второй величины; в (2,512)²=6,31 раза ярче звёзд третьей величины; в (2,512)³=15,85 раза ярче звёзд четвёртой величины; в (2,512)⁵=100 раз ярче звёзд шестой величины. Иными словами, величина звёзд возрастает в арифметической прогрессии, блеск — в геометрической. Для двух звёзд величины m и m' яркость которых равна B и B' соответственно, выполняется следующее соотношение:

Используем логарифмы и получим аналогичное выражение

где достаточно принять:

Удивительно, что наши глаза воспринимают блеск звёзд в логарифмической шкале. Иными словами, если одна звезда в действительности светит в 100 раз ярче, чем другая, то нам кажется, что она блестит всего в пять раз сильнее (5=2,5 ln 100).

Современная система звёздных величин не ограничивается шестью, а очень яркие небесные тела имеют отрицательную величину. К примеру, Сириус, самая яркая звезда в Северном полушарии, имеет видимую величину в интервале от −1,44 до −1,46.

В современную шкалу звёздных величин также включаются Луна и Солнце. Видимая величина Луны равна −12,6, видимая величина Солнца 26,7. Телескоп «Хаббл» позволяет увидеть звёзды величиной до +30. Учитывая, что блеск звезды обратно пропорционален квадрату расстояния до неё, имеем: