Комплексное исследование областей звездообразования в

Размещено на http://www.allbest.ru/

Комплексное исследование областей звездообразования в нашей Галактике

Введение

звездообразование галактика каталогизация

Актуальность темы. Актуальность данной темы продиктована тем, что перед современной астрофизикой стоит проблема понимания процессов образования звезд и исследования ранних стадий их эволюции. Развитие наблюдательных технологий в астрономии, использование космических аппаратов, теоретические исследования механизмов рождения протозвездных сгустков способствовали накоплению огромного массива наблюдательного материала, что помогает астрономам не только глубже вникнуть в детали процессов, протекающих в этих объектах, но и понять структуру и эволюцию нашей Галактики в целом. Интерес, как теоретиков, так и наблюдателей, к проблемам, связанным с образованием звезд, сделал эту область исследований одной из самых активно развивающихся областей сегодняшней астрономии.

Связь диссертационной работы с тематическими планами НИР. Диссертационная работа выполнена в рамках гранта ЦНТ и ККРНТ РУз “Гравитационные линзы и коллапсирующие галактики: наблюдательно-экспериментальные и теоретические проблемы” (тема Ф-2.2.1).

Цели и задачи исследований. Цель данной работы состоит в комплексном исследовании областей звёздообразования (ОЗ) в нашей Галактике. Задачами исследований являются: сбор наблюдательных данных по ОЗ, каталогизация этих данных, статистический анализ физических параметров, поиск закономерностей между этими параметрами, изучить распределения областей современного звездообразования (ОСЗ) в нашей Галактике.

Объект и предмет исследования. Объектом исследования данной работы являются ОСЗ нашей Галактике. Предметами исследований являются каталоги областей звездообразования.

Методы исследований. Основными методами исследований являются статистический анализ наблюдательных данных.

Научная новизна работы. Впервые создан сводный каталог областей современного звездообразования. Проведен его статистический анализ, получены результаты по наличию мазеров в ОСЗ.

Практическое применение полученных результатов. Результаты исследований носят фундаментальный характер. Они будут служить основой дальнейшего исследования физики областей звездообразования и молодых звезд, а также как исходные данные в изучении структуры и эволюции Галактики.

Основные результаты выполненной работы. В результате выполнения магистерской диссертации были получены следующие результаты: создан сводный каталог ОСЗ в нашей Галактике, проведен его статистический анализ, получены результаты по наличию мазеров, инфракрасных источников, туманностях и других индикаторов звездообразования, распределение ОСЗ в Галактике.

Краткое обобщенное заключение и предложения. Всестороннее развитие наблюдательной и теоретической астрофизики ставит перед астрономами все новые задачи, помогая им яснее понимать процессы, происходящие в небесных объектах. Это же касается и объектов исследования данной диссертации. Дальнейшие исследования в этой области позволят полнее исследовать физические и кинематические особенности областей современного звездообразования, получить более общую картину пространственного распределения ОСЗ в Галактике, еще глубже понять саму нашу Галактику и многое другое.

Научная и практическая значимость результатов исследования. Исследование системы молекулярных и газово-пылевых облаков галактик, где они до сих пор наблюдались, позволит существенно продвинуться в изучении проблем происхождения не только изучаемых систем молекулярных и газово-пылевых облаков галактик, но и самих галактик и их крупномасштабных структур, а также прогнозировать новые процессы в их эволюции.

Реализация результатов. Созданный каталог наблюдательных данных по молекулярным и газопылевым облакам будут основой для дальнейших исследований в этой области. Результаты данной работы являются частью результатов фундаментального гранта «Исследование физики и эволюции галактических и внегалактических молекулярных и газово-пылевых облаков», выполняемого на кафедре «Астрономии и физики атмосферы» Национального университета Узбекистана.

Опубликованность результатов работы.Основные результаты диссертации опубликованы в 3 научных статьях в сборниках трудов республиканских конференций - «Физика фанининг ривожида истеъдодли ёшларни ўрни» в 2013 и 2014 годах (РИАК-VI и РИАК-VII). Кроме того, результаты докладывались на научных семинарах кафедры астрономии и физики атмосферы Национального университета Узбекистана.

Список опубликованных работ:

1. К.Ф.Рыбкина, Б.Мухитдинов, А.С.Ходжаев // Предварительный анализ крупных областей звёздообразования в нашей Галактике.// Республиканская научно-практическая конференция «Место одарённой молодёжи в развитии науки» - РИАК-VI, Ташкент, 2013, с. 156

2. Рыбкина К.Ф. // Создание сводного каталога локальных областей звёздообразования в нашей Галактике // Республиканская научно-практическая конференция «Место одарённой молодёжи в развитии науки» - РИАК-VII, Ташкент, 2014, с. 202

3. Рыбкина К.Ф., А.С.Ходжаев. // Создание и анализ сводного каталога областей современного звёздообразования в нашей Галактике //Региональная научно-практическая конференция молодых учёных и студентов города Ташкента и Ташкентской области под девизом « ХХI век-век интеллектуального поколения » IV точные и технические науки, Ташкент 2014, с. 35

Личный вклад автора. Постановка задачи принадлежит научному руководителю. Автор диссертационной работы самостоятельно собрала все данные для каталога, систематизировала их, провела их статистический анализ. Опубликованные статьи в сборниках конференций были написаны совместно. В этих работах автор собирала данные, выполнила статистическую обработку и участвовала в обсуждениях.

Структура и объем диссертации. Диссертация состоит из введения, трех глав и 9 параграфов, заключения, списка использованной литературы из 42 наименований и приложения сводного каталога ОСЗ в Галактике. Полный объем диссертации 69 страницы, объем основного текста 56 страниц, включая 14 рисунков ,3 таблицы.

Основное содержание диссертации

Во Введении диссертации обосновывается актуальность работы, формулируются цели и задачи исследования, опубликованность результатов и краткое содержание диссертации. Дается общая характеристика диссертации с указанием его краткого содержания.

В первой главе описывается строение и эволюция галактики, их классификация, состав дисковой подсистемы. В первом параграфе данной главы приводятся строение Галактике. Второй параграф представляет собой классификацию и типы Галактик. В третьем параграфе описывается строение и состав дисковой подсистемы нашей Галактике.

Во второй главе рассказывается об методах исследования областей современного звёздообразования в нашей Галактике. В первом параграфе описывается постановка задачи для данных исследований. Во втором параграфе дается литературный обзор по процессам звёздообразования в Галактике. В третьем параграфе рассказывается об исследованиях областей звёздообразования в нашей Галактике, подробно описывается об открытиях учёных в этой области.

Третья глава посвящена созданию сводного каталога по ОСЗ. В первом параграфе приводится каталоги по областям звёздообразования, которые наблюдаются в нашей Галактике. Во втором параграфе описывается создание сводного каталога по ОСЗ . В третьем параграфе приводятся результаты статистического анализа по сводному каталогу.

В Заключении приводятся выводы и перечисляются основные результаты, полученные в этой диссертации:

1. Создание сводного каталога по областям современного звёздообразования в нашей Галактике.

2. Были получены статистические значимые данные по наличию мазеров OH, Н₂O, CН₃OH , а также IRAS источников, изученных к настоящему моменту ОСЗ нашей Галактике.

3. Проведён статистический анализ по количеству распределения различных индикаторов ОСЗ.

4. Построено распределение ОСЗ по галактическим координатам.

Глава 1. Строение и эволюция галактики

1.1 Морфологическая классификация галактик

Галактика -- гигантская, гравитационно-связанная система из звёзд и звёздных скоплений, межзвёздного газа и пыли, и тёмной материи. Все объекты в составе галактики участвуют в движении относительно общего центра масс [1]. Галактики -- чрезвычайно далёкие астрономические объекты. Расстояние до ближайших из них принято измерять в мегапарсеках, а до далёких -- в единицах красного смещения z. К началу 1990-х годов насчитывалось не более 30 галактик, в которых удалось увидеть отдельные звёзды, и все они входили в Местную группу. После запуска космического телескопа «Хаббл» и ввода в строй 10-метровых наземных телескопов число галактик, в которых удалось различить отдельные звёзды, резко возросло.

Галактики отличаются большим разнообразием: среди них можно выделить сфероподобные эллиптические галактики, дисковые спиральные галактики, галактики с перемычкой (баром), линзовидные, карликовые, неправильные и т. Д. Поэтому было предложено разделить Галактики по классам.

Морфологическая классификация галактик -- система разделения галактик на группы по визуальным признакам, используемая в астрономии. Существует несколько схем разделения галактик на морфологические типы. Наиболее известная была предложена Эдвином Хабблом, и впоследствии развита Жераром де Вокулером и Аланом Сендиджем.

Попытки классифицировать галактики начались одновременно с обнаружением первых туманностей со спиральным узором Лордом Россом в 1845-50 гг. Впрочем, в то время господствовала теория, согласно которой все туманности принадлежат нашей Галактике. То, что ряд туманностей имеет негалактическую природу, было доказано лишь Э.Хабблом в 1924 году [1]. Таким образом, галактики классифицировали также, как и галактические туманности. Шепли предложил классификацию, в которой попытался учесть возникающие трудности с классификацией слабых галактик.

Все галактики в гарвардской классификации были разделены на 5 классов:

Класс A -- галактики ярче 12^m

Класс B -- галактики от 12^m до 14^m

Класс С -- галактики от 14^m до 16^m

Класс D -- галактики от 16^m до 18^m

Класс E -- галактики от 18^m до 20^m

Более тусклые галактики были не доступны для наблюдений в Гарвардской обсерватории, но, при необходимости система могла быть расширена дальше. Приведенную систему некоторое время активно использовали в Гарвардской обсерватории, однако она была вытеснена более удачной классификацией Хаббла

Последовательность Хаббла -- это морфологическая классификация, модифицированная им же в 1936 году [2], известная под названием Камертон Хаббла, поскольку традиционная иллюстрация этой последовательности имеет сходство с этим инструментом (рис.1).

Рис 1. Камертон Хаббла.

В своей классификации Хаббл разделил все галактики на 3 обширных класса, основываясь на их внешнем виде на фотографических пластинках, экспонированных в синем (В) фильтре.

Эллиптические галактики имеют гладкую эллиптическую форму (от сильно сплющенных, до почти круглых) без отличительных деталей с равномерным уменьшением яркости от центра к периферии. Они обозначаются буквой E и цифрой, которая является индексом сплющенности галактики. Так, круглая галактика будет иметь обозначение E0, а галактика, у которой одна из больших полуосей вдвое больше другой, E5. Значения « индекса сплющенности » вычисляется по формуле где a и b большая и малая полуоси видимого эллипса. Форма наиболее сплющенных Е-галактик - E7 заметно отличается от эллипса. Эллиптические галактики состоят из старых звёзд и практически полностью лишены газа.

Спиральные галактики

Спиральные галактики состоят из уплощенного диска из звезд и газа, в центре которого находится сферическое уплотнение, называемое балджем, а также обширного сферического гало. В плоскости диска формируются яркие спиральные рукава, состоящие преимущественно из молодых звезд, газа и пыли. Хаббл разделил все известные спиральные галактики на нормальные спирали (обозначаются символом S) и спирали с баром (SB), которые в отечественной литературе часто называют галактиками с перемычкой или пересеченными. В нормальных спиралях спиральные ветви тангенциально отходят от центрального яркого ядра и простираются на протяжении одного оборота. Число ветвей может быть различно: 1, 2, 3,… но чаще всего встречаются галактики только с двумя ветвями. В зависимости от того, являются ли спиральные рукава плотно закрученными или клочковатыми, или же по соотношению размеров ядра и балджа, добавляют символы a, b или c. Так для галактик Sa характерен большой балдж и туго закрученная регулярная структура, а для галактик Sc -- небольшой балдж и клочковатая спиральная структура [3]. К подклассу Sb относят галактики, которые по какой-либо причине нельзя отнести к одному из крайних подклассов: Sa или Sc.

Неправильные или иррегулярные галактики -- галактика, лишенная как вращательной симметрии, так и значительного ядра. Неправильные галактики отличаются разнообразием форм, обычно небольшими размерами и обилием газа, пыли и молодых звёзд. Обозначаются -- I. В силу того, что форма неправильных галактик твёрдо не определена, как неправильные галактики часто классифицировали пекулярные галактики. Галактики слишком тусклые, чтобы их можно было классифицировать, Хаббл обозначил символом Q.

В 1936 году был добавлен класс Линзовидных галактики, которые имеют то же строение, что и спиральные, но в них отсутствует спиральная структура. Обозначаются S0. Если линзовидную галактику видно сбоку, то она отличается от эллиптической более сильным сжатием и наличием тёмного пылевого слоя.

Дело Хаббла продолжил его коллега А. Сендидж, который в 1961 году закончил пересмотр последовательности Хаббла. Основные новшества обновленной последовательности Хаббла:

Добавлен класс линзовидных галактик (S0 и SB0). Эти галактики являются переходным классом от эллиптических к спиральным. Они характеризуются наличием яркого, хорошо выделяющегося ядра и более менее однородного диска, или линзы, с резкой границей, погружённые в диффузную оболочку, прослеживающуюся далеко за границы диска. Спиральные ветви отсутствуют.

Галактики S0 делят на два типа:

S0(1) -- не имеющие структуры в диске и оболочке (NGC 1201, NGC 1332);

S0(2) -- имеющие зачаточную структуру в оболочке в форме темных областей и колец.

Кроме того выделяется переходный класс S0/a. У галактик такого класса в оболочке наблюдают зарождающуюся спиральную структуру. В галактиках SB0 виден бар, пересекающий линзу; иногда широкий и неясный, иногда узкий и резкий. В оболочке может сформироваться кольцо. Хаббл разделил эти галактики на 3 группы:

SB0 (1) -- яркие линзы с широким и неясным баром, окруженные большой, тусклой, бесструктурной оболочкой .

SB0 (2) -- слабый широкий бар и одно кольцо в оболочке .

SB0 (3) -- хорошо видимый бар и кольца.

Многие из галактик ранее классифицированные как SBa были перенесены в класс SB0. Определение класса SBa стало более строгим: галактики этого класса обладают гладким баром и линзой и слабо развитыми туго смотанными спиральными рукавами.

Произведено разделение пересеченных спиралей на группы (в группы вошли галактики классов SBa и SBb):

Рукава галактик начинаются от края кольца, пересеченного баром;

Рукава галактик начинаются на концах баров.

Сендидж также разделил на группы обыкновенные спирали:

галактики, у которых спиральные рукава начинаются на внешнем краю кольца;

галактики, у которых спиральные рукава начинаются из ядра.

Для спиральных галактик низкой поверхностной яркости со сложной, клочковатой структурой и слабо выраженным ядром введены обозначения Sd и SBd для обыкновенных и пересеченных соответственно. Для неправильных галактик, в которых удалось выявить подобие спиральной структуры, ввели обозначение Sm.

Введен класс карликовых эллиптических галактик (dE), открытых Шепли в 1938 году[5] в созвездиях Скульптор и Печь. Эти галактики обладают всеми морфологическими свойствами обычных эллиптических галактик, за исключением их крайне низкой поверхностной яркости. В целом, последовательность Хаббла охватывает большое многообразие галактик: от эллиптических, в которых нет газа и пыли, нет звездообразования и главная составляющая -- старые звезды, через линзовидные и спиральные галактики, в которых по мере разрушения структуры увеличивается доля газа, пыли и молодых звезд, к неправильным галактикам, в которых поддерживается высокий темп звездообразования за счет большого числа пыли. Сам Хаббл считал эту последовательность эволюционной, что не нашло подтверждения в дальнейшем.

На сегодняшний день последовательность Хаббла наиболее востребована для классификации галактик как профессионалами, так и любителями астрономии.

Система де Вокулёра была предложена в 1959 году. Основным недостатком классификации Хаббла де Вокулёр считал то, что разделение спиральных галактик на обладающих и не обладающих баром недостаточно хорошо отражает существующий диапазон морфологических особенностей спиралей. В частности де Вокулёр указывал на такие структурные особенности спиральных галактик, как кольца и балджи.

В основе своей системе де Вокулёр сохранил хаббловское разделение галактик на эллиптические, линзовидные, спиральные и неправильные. Классификация эллиптических галактик не претерпела изменений. Основные изменения затронули классификацию спиральных, и в меньшей степени линзовидных и неправильных галактик.

В результате накопления достаточно большой статистики оказалось, что галактик с баром примерно такое же количество, что и галактик без бара. Поэтому, называть галактики без бара нормальными (англ. normal spirals) не совсем корректно. Де Вокулёр стал называть их простыми (англ. ordinary spirals) и обозначил SA, в то время как спиральные галактики с баром (англ. barred spirals) сохранили свое обозначение SB. Таким образом простые спирали стали не более нормальными, чем спирали с барами. Галактики, обладающие свойствами как SA, так и SB, отнесены к переходному классу SAB. Те спиральные галактики, которые невозможно точно классифицировать (в силу плохого разрешения, сильного наклона к лучу зрения и др.) обозначены просто S. Такие же изменения постигли линзовидные галактики: галактики без бара получили обозначение SA0, галактики с баром -- SB0, переходный тип -- SAB0. Обозначение S0 осталось за галактиками, которые не удалось классифицировать (рис.2).

Рис 2. Классификация де Вокулёра.

Указанные семейства спиральных и линзовидных галактик обладают в той или иной форме структурой, которая по де Вокулёру может принимать спиральный или кольцеобразный вид (кольцо вокруг центра галактики, от которого отходят спиральные ветви). Кольцеобразные разновидности галактик получили индекс (r), а спиральные (s). Для переходных разновидностей вводилось обозначение (rs). В кольцеобразных галактиках кольца могут быть внутренние и внешние. Для внешних колец вводился индекс (R).

1.2 Строение Галактики

Форма нашей Галактики напоминает круглый сильно сжатый диск. Как и диск, Галактика имеет плоскость симметрии, разделяющую её на две равные части и ось симметрии, проходящую через центр системы и перпендикулярную к плоскостям симметрии. Но у всякого диска есть точно обрисованная поверхность - граница. У нашей звездной системы такой чётко очерченной границы нет, также как нет чёткой верхней границы у атмосферы Земли. В Галактике звёзды располагаются тем теснее, чем ближе данное место к плоскости симметрии Галактики и чем ближе оно к её плоскости симметрии. Наибольшая звёздная плотность в самом центре Галактики. Здесь на каждый кубический парсек приходится несколько тысяч звёзд, т.е. в центральных областях Галактики (в балдже) звёздная плотность во много раз больше, чем в окрестностях Солнца. При удалении от плоскости и оси симметрии звёздная плотность убывает, при чём при удалении от плоскости симметрии она убывает значительно быстрее. По этому если бы мы условились считать границей Галактики те места, где звёздная плотность уже очень мала и составляет одну звезду на 100 пс, то очерченное этой границей тело было бы сильно сжатым круглым диском. Если границей считать область, где звёздная плотность ещё меньше и составляет одну звезду на 10 000 пс, то снова очерченной границей тело будет диском примерно той же формы, но только больших размеров. По этому нельзя вполне определённо говорить о размерах Галактики. Если всё-таки границами нашей звёздной системы считать места, где одна звезда приходится на 1 000 пс пространства, то диаметр Галактики приблизительно равен 30 000 пс, а её толщена 2 500 пс. Таким образом, Галактика - действительно сильно сжатая система: её диаметр - в 12 раз больше толщины.

Количество звёзд в Галактике огромно. По современным данным оно превосходит сто миллиардов, т.е. примерно в 25 раз превосходит число жителей нашей планеты. Существование газа в пространстве между звёздами впервые было обнаружено по присутствию в спектрах звёзд линий поглощения, вызываемых межзвёздным кальцием и межзвёздным натрием. Эти кальций и натрий заполняют всё пространство между наблюдателем и звездой и со звездой непосредственно не связаны. После кальция и натрия было установлено присутствие кислорода, калия, титана и других элементов, а также некоторых молекулярных соединений: циана, углеводорода и др. Плотность межзвёздного газа можно определить по интенсивности его линий. Как и следовало ожидать, она оказалось очень малой. Плотность межзвёздного натрия, например, близ плоскости Галактики, где он наиболее плотен, соответствует одному атому на 10 000 см пространства. Долгое время не удавалось обнаружить межзвёздный водород, хотя в звёздах он самый обильный газ. Это объясняется особенностями физического строения атома водорода и характером поля излучения Галактики. Близ плоскости Галактики один атом водорода приходится на 2-3 см3 пространства. Это значит, что плоскость всей газовой материи около плоскости Галактики составляет 5-8 * 1025 см3, масса газа и других элементов ничтожно мала. Распределён межзвёздный газ неравномерно, местами образуя облака с плотностью в десятки раз выше средней, а местами создавая разряжения. При удалении от плоскости Галактики средняя плотность межзвёздного газа быстро падает. Общая его масса в Галактике составляет 0,01-0,02 общей массы всех звёзд. Звёзды - горячие гиганты, излучающие большое количество ультрафиолетовых квантов, ионизируют вокруг себя межзвёздный водород в значительной области. Размер зоны ионизации в очень большой степени зависит от температуры и светимости звезды. Вне зон ионизации почти весь водород находится в нейтральном состоянии. Таким образом, все пространство Галактики можно разделить на зоны ионизированного водорода и где водорода неионизирован. Датский астроном Стремгрен теоретически показал, что постепенного перехода от области , где водород практически весь ионизирован, к области, где он нейтрален, нет.

Кроме газа в пространстве между звездами имеются пылинки. Средняя плотность пылевой материи Галактики примерно в 100 раз меньше общей массы газа и в 5000- 10 000 раз меньше общей массы всех звезд. Поэтому динамическая роль пыли в Галактике весьма незначительна. В Галактике пылевая материя сильнее поглощает голубые и синие лучи, чем желтые и красные. В некотором отношении туман, в который погружена Галактика, существенно отличается от тумана, который мы наблюдаем на Земле. Отличие состоит в том, что вся масса пылевой материи имеет крайне неоднородную структуру. Она не распределена гладким слоем, а собрана в отдельные облака различной формы и размеров. Поэтому поглощение света в Галактике носит пятнистый характер. Пылевая и газовая материи в Галактике обычно перемешаны, но пропорции их в различных местах различны. Встречаются газовые облака, в которых пыль преобладает(рис 3).

Рис.3. Схема строения Галактики

Истинные размеры Галактики были установлены только в XX в. Оказалось, что она является значительно более плоским образованием, чем предполагали ранее. Диаметр галактического диска превышает 100 тыс. световых лет, а толщина - около 1000 световых лет. Из-за того что Солнечная система находится практически в плоскости Галактики, заполненной поглощающей материей, очень многие детали строения Млечного Пути скрыты от взгляда земного наблюдателя. Однако их можно изучать на примере других галактик, сходных с нашей. Так, в 40-е гг. XX столетия, наблюдая галактику M 31, больше известную как туманность Андромеды, немецкий астроном Вальтер Бааде заметил, что плоский линзообразный диск этой огромной галактики погружен в более разреженное звездной облако сферической формы - гало. Звезды галактического диска были названы населением I типа, а звезды гало - населением II типа.

Как показывают современные исследования, два вида звездного населения отличаются не только пространственным положением, но и характером движения, а также химическим составом. Эти особенности связаны в первую очередь с различным происхождением диска и сферической составляющей.

Гало. Границы нашей Галактики определяются размерами гало. Радиус гало значительно больше размеров диска и по некоторым данным достигает нескольких сот тысяч световых лет. Центр симметрии гало Млечного Пути совпадает с центром галактического диска. Состоит гало в основном из очень старых, неярких мало массивных звезд. Они встречаются как поодиночке, так и в виде шаровых скоплений, которые могут включать в себя более миллиона звезд. Возраст населения сферической составляющей Галактики превышает 12 млрд. лет. Его обычно принимают за возраст самой Галактики. Характерной особенностью звезд гало является чрезвычайно малая доля в них тяжелых химических элементов. Звезды, образующие шаровые скопления, содержат металлов в сотни раз меньше, чем Солнце.

Звезды сферической составляющей концентрируются к центру Галактики. Центральная, наиболее плотная часть гало в пределах нескольких тысяч световых лет от центра Галактики называется "балдж" ("утолщение"). Звезды и звездные скопления гало движутся вокруг центра Галактики по очень вытянутым орбитам. Из-за того что вращение отдельных звезд происходит почти беспорядочно, гало в целом вращается очень медленно.

Диск. По сравнению с гало диск вращается заметно быстрее. Скорость его вращения не одинакова на различных расстояниях от центра. Она быстро возрастает от нуля в центре до 200-240 км/с на расстоянии 2 тыс. световых лет от него, затем несколько уменьшается, снова возрастает примерно до того же значения и далее остается почти постоянной. Изучение особенностей вращения диска позволило оценить его массу. Оказалось, что она в 150 млрд. раз больше массы Солнца. Население диска очень сильно отличается отнаселения гало. Вблизи плоскости диска концентрируются молодые звезды и звездные скопления, возраст которых не превышает нескольких миллиардов лет. Они образуют так называемую плоскую составляющую. Среди них очень много ярких и горячих звезд.

Ядро. Одной из самых интересных областей Галактики считается ее центр, или ядро, расположенное в направлении созвездия Стрельца. Видимое излучение центральных областей Галактики полностью скрыто от нас мощными слоями поглощающей материи. Поэтому его начали изучать только после создания приемников инфракрасного и радиоизлучения, которое поглощается в меньшей степени. Для центральных областей Галактики характерна сильная концентрация звезд: в каждом кубическом парсеке вблизи центра их содержатся многие тысячи. Расстояния между звездами в десятки и сотни раз меньше, чем в окрестностях Солнца.

Помимо большого количества звезд в центральной области Галактики наблюдается около ядерный газовый диск, состоящий преимущественно из молекулярного водорода. Его радиус превышает 1000 световых лет. Ближе к центру отмечаются области ионизованного водорода и многочисленные источники инфракрасного излучения, свидетельствующие о происходящем там звездообразовании. В самом центре Галактики предполагается существование массивного компактного объекта - черной дыры массой около миллиона масс Солнца. В центре находится также яркий радиоисточник Стрелец А, происхождение которого связывают с активностью ядра.

Спиральные ветви. Одним из наиболее заметных образований в дисках галактик, подобной нашей, являются спиральные ветви (или рукава). Они и дали название этому типу объектов - спиральные галактики. Спиральная структура в нашей Галактике очень хорошо развита. Вдоль рукавов в основном сосредоточены самые молодые звезды, многие рассеянные звездные скопления и ассоциации, а также цепочки плотных облаков межзвездного газа, в которых продолжают образовываться звезды. В спиральных ветвях находится большое количество переменных и вспыхивающих звезд, в них чаще всего наблюдаются взрывы некоторых типов сверхновых. Галактическое магнитное поле, пронизывающее весь газовый диск, также сосредоточено главным образом в спиралях.

Спиральные рукава Млечного Пути в значительной степени скрыты от нас поглощающей материей. Подробное их исследование началось после появления радиотелескопов. Они позволили изучать структуру Галактики по наблюдениям радиоизлучения атомов межзвездного водорода, концентрирующегося вдоль длинных спиралей. По современным представлениям, спиральные рукава связаны с волнами сжатия, распространяющимися по диску галактики. Проходя через области сжатия, вещество диска уплотняется, а образование звезд из газа становится более интенсивным. Причины возникновения в дисках спиральных галактик такой своеобразной волновой структуры не вполне ясны.

Место Солнца в Галактике. В окрестностях Солнца удается проследить участки двух спиральных ветвей, удаленных от нас примерно на 3 тыс. световых лет. По созвездиям, где обнаруживаются эти участки, их называют рукавом Стрельца и рукавом Персея. Солнце находится почти посередине между этими спиральными ветвями. Правда, сравнительно близко от нас, в созвездии Ориона, проходит еще одна, не столь явно выраженная ветвь, считающаяся ответвлением одного из основных спиральных рукавов Галактики. Расстояние от Солнца до центра Галактики составляет 23-28 тыс. световых лет. Это говорит о том, что Солнце расположено посередине между центром и краем диска. Вместе со всеми близкими звездами Солнце вращается вокруг центра Галактики со скоростью 200-220 км/с, совершая оборот примерно за 200 млн. лет. Значит, за все время своего существования Земля облетела вокруг центра Галактики не более 30 раз. Скорость вращения Солнце вокруг центра Галактики практически совпадает с той скоростью, с которой в данном районе движется волна уплотнения, формирующая спиральный рукав. Такая ситуация в общем неординарна для Галактики: спиральные ветви вращаются с постоянной угловой скоростью, как спицы колеса, а движение звезд, как мы видели, подчиняется совершенно иной закономерности. Поэтому почти все звездное население диска то попадает внутрь спиральных ветвей, то выходит из них. Единственное место, где скорости звезд и рукавов совпадают, - это так называемая коротационная окружность. Именно вблизи нее и располагается Солнце!

Для Земли это обстоятельство крайне благоприятно. Ведь в спиральных ветвях происходят бурные процессы, порождающие мощное излучение, губительное для всего живого. И никакая атмосфера не могла бы от него защитить. Но наша планета существует в относительно спокойном месте Галактики и в течение сотен миллионов и миллиардов лет не испытывала катастрофического влияния космических катаклизмов.

Галактические расстояния. При изучении нашей Галактики астрономы сталкиваются с серьезной проблемой: Солнце находится почти точно в плоскости Млечного Пути, где сосредоточены межзвездный газ и пыль, поглощающие свет далеких звезд. Поэтому мы видим лишь часть галактического диска, не далее нескольких килопарсек от Солнца. Особенно сложно "пробиться" с помощью оптического телескопа к центру Галактики, чтобы изучить его строение и измерить расстояние до него. Для астрономов это очень важная величина, задающая масштаб всех прочих расстояний в Галактике. Без нее невозможно определить скорость вращения и массу Галактики, расстояния до далеких звезд, скоплений и туманностей.

Сначала астрономам даже неясно было, в каком направлении расположен центр Галактики. Впервые это направление "нащупал" в 1917 г. американский астроном Харлоу Шепли. Он предположил, что шаровые звездные скопления, населяющие гало Галактики и поэтому видимые на больших расстояниях, симметрично распределены вокруг вокруг галактического центра. Заметив, что шаровые скопления в основном видны в направлении созвездий Скорпиона, Змееносца и Стрельца, Шепли понял, что где-то там и находится центр Млечного Пути.

В 40-х гг. инфракрасные телескопы, значительно менее чувствительные к межзвездному поглощению, чем оптические, указали на большую концентрацию звезд в созвездии Стрельца. А позднее радиотелескопы, которым пыль вообще не помеха, зафиксировали в этом созвездии мощный радиоисточник Стрелец А. Он-то и совпадает с центром Галактики.

Теперь следовало определить расстояние до него. Шепли по распределению шаровых скоплений оценил его 12-16 кпк. При этом он полагал, что Солнце находится на краю галактического диска, диаметр которого, следовательно, около 30 кпк. Главным фактором неопределенности был учет межзвездного поглощения: по сей день расстояния до некоторых шаровых скоплений известны с ошибкой до 50%. Шли годы, и появлялись новые оценки расстояний до звезд и звездных скоплений. Расхождения в оценках были довольно существенные. Каждый исследователь, занимающийся этой проблемой, находил свое значение и предпочитал использовать именно его.

Но если у каждого астронома свой "мерный шест" в руках, то нет никакого взаимопонимания. Чтобы как-то исправить это положение, в 1963 г. астрономическое сообщество договорилось принять единые значения важнейших величин, характеризующих размеры Галактики (R0) и скорость ее вращения в районе орбиты Солнца (V0). Было решено придерживаться значений R0=10 кпк и V0=250 км/с. В 1985 г. Генеральная ассамблея Международного астрономического союза рекомендовала использовать новые значения: R0=8,5 кпк и V0=220 км/с. Однако далеко не все астрономы согласны с тем, что они точнее старых. Каждый год публикуется три-четыре работы по измерению и результаты колеблются от 7 до 11 кпк.

Разумеется, астрономы не всегда будут принимать условные значения важнейших величин, характеризующих Галактику. Грандиозные антенные системы - межконтинентальные радиоинтерферометры - уже сейчас позволяют получать очень высокое разрешение - до 0,001". Что позволит более точно измерить R0.

1.3 Дисковая подсистема Галактики

Структура спиральных галактик, которые составляют около половины всех галактик, обладает двумя особенностями. Во-первых, по форме - они напоминают мелкую тарелку, толщина которой не превышает 1 % диаметра. Во-вторых, вещество в спиральных галактиках, по всей видимости, сосредоточено преимущественно в спиральных ветвях. Спиральные галактики представляют собой тонкие диски, состоящие из звезд и газа, с небольшим ядром в центре. Они состоят как бы из двух отдельных подсистем: сферической и дисковой. Сферическая подсистема по своим свойствам похожа на эллиптическую галактику. Дисковая подсистема сильно сжата и, наряду со старыми звездами, содержит сравнительно молодые, а также межзвездный газ и пыль (5--10 % общей массы). Звезды диска и облака газа вращаются вокруг центра галактики со скоростью 150--300 км/с.

Самые плотные и массивные облака газа и самые молодые яркие звезды (которые начали светить лишь недавно -- несколько десятков миллионов лет назад) сосредоточены в спиральных ветвях, протянувшихся от ядра к периферии галактики. Спиральные ветви бывают и с широко открытыми двумя-четырьмя спиральными ветвями, и со многими ветвями или же С почти концентрическими дугами.

Дисковая часть Галактики образуется благодаря тороидальной топологии пространства первого модуля. В результате квантования этого пространства сформировалось множество подпространств, каждое из которых так же имеет тороидальную топологию. Все они вложены внутрь первого тора по матрешечному типу. В центре каждого тора по окружности большого радиуса циркулирует поступающая энергия, которая идет на создание пространства и материи звезд и звездных систем. Такая система торов порождает материальный плоский диск, состоящий из множества звездных систем, вращающихся в одном направлении. Все вещество, образующееся в дисковой части Галактики, приобретает единую плоскость и направление вращения.

В центре Галактики находятся два центральных тела, одно из которых является телом причины подсистемы гало (черная дыра), другое - телом причины подсистемы диска (белая дыра), которые также вращаются относительно друг друга.

В дисковой части Галактики образуются хроно оболочки внутренних подсистем, которые являются подпространствами следствий. В каждом из этих подпространств образуется собственное тело следствия, которое представляет собой звезду или звездную систему, вращающуюся вокруг тела причины, т.е. центра Галактики, в котором находится белая дыра. Орбиты самых ближайших к белой дыре звезд являются окружностями, потому что энергия, поступающая в хроно оболочки этих звезд, циркулирует по окружностям. Если хроно оболочки первого модуля находятся за границей вращения тела белой дыры вокруг черной дыры, то энергия будет циркулировать не по окружности, а по эллипсу, в одном из фокусов которого находится тело причины (черная дыра), в другом - тело следствия (белая дыра). Соответственно топология пространства изменится, тор примет более сложную форму, и вместо окружности, которую описывает большой радиус тора, у нас будет эллипс.

Поскольку дисковая подсистема Галактики погружена в сферическую подсистему, то между ними посредством времени происходит дополнительное взаимодействие. Влияние одной подсистемы на другую и приводит к тому, что на циркуляцию энергии в дисковой подсистеме накладывается момент вращения, присутствующий в сферической части. Хотя это и не очень интенсивный вращающий момент, но все-таки он вносит свою лепту в общую картину, в результате чего торы разворачиваются на небольшой угол относительно друг друга. Соответственно эллипсы вращения энергии тоже будут смещаться на такой же угол поворота относительно друг друга, образуя спиральную структуру.

Образование вращающегося диска и образование спиральных рукавов - это структуры совершенно разной природы. Вращающийся диск - это система материальных тел, образующихся в ходе преобразования времени. А спиральные рукава - это энергетическая структура пространства, показывающая, в какой его области выделение энергии происходит интенсивнее всего. Поэтому главным свойством волнового спирального узора является его однородное вращение, как единой системы пространств, образуемых торами. Следовательно, и картина спирального узора вращается вся как единое целое с постоянной угловой скоростью. Хотя диск галактики вращается дифференциально, потому что он формировался в разных условиях и каждая его часть находится на своем этапе эволюции. Но сам диск по отношению к спиральным рукавам вторичен, первична именно энергетическая структура спиралей, которая задает темп всему звёздо -образовательному процессу диска. Именно по этой причине спиральный узор обозначается столь четко и ясно и сохраняет на всем протяжении диска галактики полную регулярность, никак не искажаемую дифференциальным вращением диска.

Образование звезд происходит по всему диску примерно одинаково, поэтому плотность звезд будет зависеть от того, насколько плотно располагаются между собой хроно оболочки. Не смотря на то, что в рукавах звездообразование происходит более интенсивно, плотность звезд здесь не должна сильно отличаться от других областей диска, хотя повышенная амплитуда энергии и заставляет инициироваться хроно оболочки, находящиеся в менее выгодных условиях. Астрономические наблюдения показывают, что плотность звезд в спиральных рукавах не так уж велика, они расположены там лишь немного гуще, чем в среднем по диску, - всего процентов на 10, не больше.

Чтобы рукава четко очерчивались молодыми звездами, требуется достаточно высокая скорость превращения газа в звезды и, кроме того, не слишком большая длительность эволюции звезды на ее начальной яркой стадии. И то, и другое выполняется для реальных физических условий в галактиках, благодаря повышенной интенсивности потока времени, выделяющегося в рукавах. Продолжительность начальной фазы эволюции ярких массивных звезд меньше времени, за которое рукав заметно сместится при своем общем вращении. Эти звезды светят около десяти миллионов лет, что составляет всего пять процентов от периода вращения Галактики. Но по мере того как звезды, очерчивающие спиральный рукав, сгорают, вслед за ними формируются новые светила и связанные с ними туманности, сохраняя неизменным спиральный рисунок.

Повышенная интенсивность выделения энергии вдоль рукавов Галактики сказывается на том, что здесь в основном сосредоточены самые молодые звёзды, многие рассеянные звёздные скопления и ассоциации, а также цепочки плотных облаков межзвёздного газа, в которых продолжают образовываться звёзды. В спиральных ветвях находится большое количество переменных и вспыхивающих звёзд, в них чаще всего наблюдаются взрывы некоторых типов сверхновых[3]. В отличие от гало, где какие-либо проявления звёздной активности чрезвычайно редки, в спиральных ветвях продолжается бурная жизнь, связанная с непрерывным переходом вещества из межзвёздного пространства в звёзды и обратно

Молекулярное облако, иногда называемое также звёздная колыбель (в случае, если в нём рождаются звёзды), -- тип межзвёздного облака, чья плотность и размер позволяют в нём образовываться молекулам, обычно водорода (H2). Молекулярный водород трудно зарегистрировать при помощи инфракрасных или радионаблюдений, поэтому для определения наличия H2 используют другую молекулу - CO (монооксид углерода). Соотношение между светимостью CO и массой H2, как полагают, остаётся постоянным, хотя есть причины сомневаться в правдивости этого в некоторых галактиках

В пределах нашей галактики количество молекулярного газа составляет менее одного процента объёма межзвёздной среды. В то же время это самая плотная ее составляющая, включающая примерно половину всей газовой массы в пределах галактической орбиты Солнца. Большая часть молекулярного газа содержится в молекулярном кольце между 3,5 и 7,5 килопарсек от центра галактики (Солнце находится в 8,5 килопарсек от центра) [5].

Крупномасштабные карты распределения угарного газа в нашей галактике показывают, что положение этого газа коррелирует с её спиральным рукавами [6]. То, что молекулярный газ находится в основном в спиральных рукавах не согласуется с тем, что молекулярные облака должны формироваться и распадаться в короткий промежуток времени -- меньше 10 миллионов лет -- времени, которое требуется для вещества, чтобы пройти через область рукава [7].

Если брать вертикальное сечение, молекулярный газ занимает узкую среднюю плоскость галактического диска с характерной шкалой высот, Z, приблизительно 50--75 парсек, много тоньше чем тёплый атомный (Z=130--400 пк) и тёплый ионизированный (Z=1000 пк) газовые компоненты межзвёздной среды [5]. Области H II являются исключениями для ионизированного газового распределения, поскольку сами представляют собой пузыри горячего ионизированного газа, созданного в молекулярных облаках интенсивной радиацией, испущенной молодыми массивными звездами и поэтому у них приблизительно такое же вертикальное распределение как у молекулярного газа.

Это гладкое распределение молекулярного газа усреднено по большим расстояниям, однако мелкомасштабное распределение газа очень нерегулярно и большей частью он сконцентрирован в дискретных облаках и комплексах облаков [5].

Типы молекулярных облаков

Гигантские молекулярные облака : Обширные области молекулярного газа с массами 104--106 солнечных масс называется гигантскими молекулярными облаками (ГМО). Облака могут достигнуть десятков парсек в диаметре и иметь среднюю плотность 10І--10і частиц в кубическом сантиметре (средняя плотность вблизи Солнца -- одна частица в кубическом сантиметре). Подструктура в пределах этих облаков состоит из сложных переплетений нитей, листов, пузырей, и нерегулярных глыб [7].Самые плотные части нитей и глыб называют «молекулярными ядрами», а молекулярные ядра с максимальной плотностью (больше 104--106 частиц в кубическом сантиметре), соответственно, «плотными молекулярными ядрами». При наблюдениях молекулярные ядра связывают с угарным газом, а плотные ядра -- с аммиаком. Концентрация пыли в пределах молекулярных ядер обычно достаточна, чтобы поглощать свет от дальних звёзд таким образом, чтобы они выглядели как тёмные туманности [9].

Маленькие молекулярные облака: Изолированные гравитационно связанные маленькие молекулярные облака с массами меньше чем несколько сотен масс Солнца называют глобулой Бока[10]. Самые плотные части маленьких молекулярных облаков эквивалентны молекулярным ядрам, найденным в гигантских молекулярных облаках и часто включаются в те же самые исследования [11].

Высокоширотные диффузные молекулярные облака: В 1984 году IRAS идентифицировал новый тип диффузного молекулярного облака [12]. Они были диффузными волокнистыми облаками, которые видимы при высокой галактической широте (выглядывающий из плоскости галактического диска). У этих облаков была типичная плотность 30 частиц в кубическом сантиметре [13].

Мазерный эффект (в космосе): Это явления связано с усилением интенсивности проходящего через космическую среду радиоизлучения за счёт индуцированного испускания резонансных фотонов возбуждёнными молекулами среды. Для М. э. необходимо, чтобы число молекул среды, находящихся на верхнем резонансном уровне энергии, превосходило число молекул, находящихся на нижнем уровне. Только при такой, инверсной, населённости уровней индуцированное испускание фотонов будет преобладать над их поглощением и проходящее сквозь среду излучение будет не ослабляться, а усиливаться. Однако инверсия населённости невозможна при равновесном Больцмана распределении. Поэтому нужна непрерывная энергетическая накачка молекул, переводящая их с нижнего на верхний уровень. В отличие от спонтанного (самопроизвольного) излучения, индуцированное (стимулированное) излучение молекул характеризуется тем же направлением распространения, той же частотой и поляризацией, что и исходное, индуцирующее излучение. Этим обусловлены характерные особенности мазерного излучения [14]. Интенсивность излучения космических мазеров соответствует аномально высокой яркостной температуре, до 10¹³-10¹⁵ К. В нашей и в соседних галактиках обнаружено неск. сотен космич. мазеров. Их можно разделить на два основных типа: 1) мазеры, ассоциирующиеся с молодыми (возраст 10⁵ лет) горячими ОВ-звёздами (а возможно, и с протозвёздами), излучение которых осуществляет накачку; 2) мазеры, связанные с сильно проэволюционировавшими холодными звёздами большой светимости.

Мазеры 1-го типа находятся в областях звездообразования, на периферии плотных газово-пылевых комплексов, в непосредственной близости от ультра компактных зон НII и источников ИК-излучения.

Рассеянное звёздное скопление: они представляет собой группу звёзд (числом вплоть до нескольких тысяч), образованных из одного гигантского молекулярного облака и имеющих примерно одинаковый возраст. В нашей Галактике открыто более чем 1100 рассеянных скоплений, но предполагается, что их гораздо больше [15]. Звёзды в таких скоплениях связаны друг с другом относительно слабыми гравитационными силами, поэтому по мере обращения вокруг галактического центра скопления могут быть разрушены из-за близкого прохождения возле других скоплений или облаков газа, в этом случае образующие их звёзды становятся частью обычного населения галактики; отдельные звёзды также могут быть выброшены в результате сложных гравитационных взаимодействий внутри скопления [16]. Типичный возраст скоплений -- несколько сотен миллионов лет. Рассеянные звёздные скопления обнаружены только в спиральных и неправильных галактиках, где происходят активные процессы звездообразования [17].

Образование рассеянного скопления начинается с коллапса части гигантского молекулярного облака, холодного плотного облака газа и пыли массой во много тысяч раз больше массы Солнца. Такие облака имеют плотность от 10² до 10⁶ молекул нейтрального водорода на см³, при том что звездообразование начинается в частях с плотностью большей 10⁴ молекул/см³. Как правило, только 1--10 % объёма облака превышает такую плотность [18]. До коллапса такие облака могут сохранять механическое равновесие благодаря магнитным полям, турбулентностям и вращению [19].

Существует много факторов, которые могут нарушить равновесие гигантского молекулярного облака, что приведёт к коллапсу и началу процесса активного звездообразования, в результате которого может возникнуть рассеянное скопление. К таковым относятся: ударные волны от близких сверхновых, столкновение с другими облаками, гравитационные взаимодействия. Но даже в отсутствие внешних факторов некоторые части облака могут достигнуть условий, когда они станут нестабильны и подвержены коллапсу [19]. Коллапсирующий регион облака испытывает иерархическую фрагментацию на более мелкие участки (включая относительно плотные области, известные как инфракрасные тёмные облака), что в итоге приводит к рождению большого количества (до нескольких тысяч) звёзд. Такой процесс звездообразования начинается в оболочке из коллапсирующего облака, которая скрывает протозвёзды из вида, хотя и позволяет производить инфракрасные наблюдения [18]. Считается, что в галактике Млечный Путь одно новое рассеянное скопление образуется раз в несколько тысяч лет [20].

Интенсивные процессы рассеяния газа, которые как образуют, так и уничтожают многие звёздые скопления при рождении, оставляют свой отпечаток на морфологической и кинематической структурах галактик [21]. Большинство вновь образованных рассеянных скоплений обладают численностью от 100 звёзд и массой от 50 солнечных. Самые большие скопления могут иметь массу до 10⁴ солнечных, что очень близко к массам шаровых скоплений [18]. В то время как рассеянные и шаровые звёздные скопления представляют собой совершенно разные образования, внешний вид наиболее разреженных шаровых и самых богатых рассеянных скоплений может не так уж сильно отличаться. Некоторые астрономы считают, что в основе образования этих двух типов скоплений лежит один и то же механизм, с той разницей, что условий, необходимых для формирования очень богатых шаровых скоплений -- численностью в сотни тысяч звёзд, -- в нашей Галактике больше не существует [22].