АСТРОНОМИЯ
Распределение звезд в Галактике.
Знание расстояний до звезд позволяет подойти к изучению их распределения в
пространстве, а следовательно, и структуры Галактики. Для того чтобы
охарактеризовать количество звезд в различных частях Галактики, вводят понятие
звездной плотности, аналогичное понятию концентрации молекул. Звездной
плотностью называется количество звезд, находящихся в единице объема
пространства. За единицу объема обычно принимают 1 кубический парсек.
Проще всего звездную плотность найти в непосредственной окрестности Солнца, так
как для всех близких к нам звезд известны надежные значения тригонометрических
Результаты подсчетов показывают, что в окрестностях Солнца звездная плотность
составляет около 0,12 звезды на кубический парсек, иными словами, на каждую
звезду в среднем приходится объем свыше 8 пс3; среднее же расстояние между
звездами — около 2 пс.
Чтобы узнать, как меняется звездная плотность в различных направлениях,
подсчитывают число звезд на единице площади (например, на 1 квадратном градусе)
в различных участках неба.
Первое, что бросается в глаза при таких подсчетах, необычайно сильное увеличение
концентрации звезд по мере приближения к полосе Млечного Пути, средняя линия
которого образует на небе большой круг. Наоборот, по мере приближения к полюсу
этого круга концентрация звезд быстро уменьшается. Этот факт уже в конце XVIII
в. позволил В.Гершелю сделать правильный вывод о том, что наша звездная система
имеет сплющенную форму, причем Солнце должно находиться недалеко от плоскости
симметрии этого образования.
Второй важный вывод можно сделать, если производить подсчет не сразу всех звезд,
а последовательно до каждого значения видимой звездной величины т, т.е. сначала
найти число звезд, у которых видимая звездная величина т £ k, затем число звезд
N k+1 с т £ k + 1 и т.д. Тогда обнаруживается, что с увеличением видимой
звездной величины число звезд Nm возрастает в геометрической прогрессии. Если бы
звездная плотность не менялась с расстоянием и все звезды имели бы одинаковую
светимость, то это увеличение числа слабых звезд было бы простым следствием
увеличения геометрических размеров областей, которые с больших расстояний
проектируются на одну и ту же область неба. Действительно, все звезды с видимой
звездной величиной, меньшей или равной т, проектирующиеся на некоторую область
неба, находятся внутри шарового сектора, радиус которого определяется по формуле
lg rm =1 + 0,2 (m ¾ M),
так как мы предположили, что абсолютная звездная величина М всех звезд
одинакова. Аналогичное выражение получится для радиуса шарового сектора, в
котором находятся все звезды с видимой звездной величиной, не превышающей m + 1.
Вычитая их друг из друга, получим
При постоянной звездной плотности количества звезд должны быть пропорциональны
объему пространства, т.е. кубу радиуса. Поэтому
Однако из наблюдений следует, что в действительности количество звезд возрастает
с увеличением т не так быстро, а именно, для небольших значений т отношение
близко к 3, а с увеличением т оно уменьшается, и для звезд 17m равно, примерно,
Если бы светимости всех звезд были одинаковыми, то по наблюдаемому отношению
легко было бы определить изменение звездной плотности по мере удаления от
Солнца. Действительно, при = 4, с увеличением расстояния в 1,6 раза (что
соответствует переходу от звездной величины т к т + 1) звездная плотность была
бы постоянна, а при = 3 она убывала бы в отношении 3:4. Наблюдаемое отношение
говорит о том, что по мере удаления от Солнца в каждом данном направлении
звездная плотность убывает. Если в этом направлении межзвездное поглощение
света, о котором мы будем говорить в ; 167, несущественно, то можно оценить
протяженность нашей звездной системы в этом направлении. В результате
оказывается, что Галактика ограничена.
Описанный принцип лежит в основе решения значительно более сложной задачи,
учитывающей, что в действительности звезды имеют различные светимости, а
наблюдения сильно искажены межзвездным поглощением света. Чтобы
охарактеризовать, сколько в данной области пространства содержится звезд
различных светимостей, вводят функцию светимости j (М), которая показывает,
какая доля от общего числа звезд имеет данное значение абсолютной звездной
величины, скажем, от M до М + 1.
Если бы функция светимости нам была известна, то, несмотря на большую
математическую сложность, задача определения звездной плотности на различных
расстояниях принципиально ничем не отличалась бы от рассмотренного случая
одинаковых светимостей звезд.
На практике в звездной астрономии приходится иметь дело с еще большими
трудностями и на основании результатов подсчетов звезд находить как функцию
светимости, так и зависимость звездной плотности от расстояния в данном
Зная звездную плотность на разных расстояниях и в различных направлениях, можно
составить представление о структуре Галактики.
На 220 представлена схема общей структуры Галактики. Из него видно, что она
действительно является сплюснутой системой, симметричной относительно главной
плоскости, называемой плоскостью Галактики. Большой круг, по которому она
пересекается с небесной сферой, называется галактическим экватором. Он почти
совпадает со средней линией Млечного Пути. Центр этой системы — центр Галактики
— при наблюдении из Солнечной системы проектируется в созвездие Стрельца, в
точку с координатами a = 265ё и d = -29ё. По направлению к центру Галактики, а
также по мере приближения к ее плоскости звездная плотность возрастает.
Таким образом, распределение звезд в Галактике имеет две ярко выраженные
тенденции: во-первых, очень сильно концентрироваться к галактической плоскости;
во-вторых, концентрироваться к центру Галактики. Последняя тенденция усиливается
по мере приближения к центральной части Галактики, называемой центральным
сгущением Галактики или ядром.
Определяя расстояния, на которых происходит существенное падение звездной
плотности, получаем представления о размеpax Галактики и о том месте, где
примерно находится Солнце. Установлено, что Солнце удалено от центра Галактики
на расстояние около 10 000 пс (10 кпс), а ее граница в направлении на антицентр
находится на расстоянии 5000 пс от Солнца. Таким образом, диаметр Галактики
составляет около 2 (10 000 + 5000) = 30 000 пс или 30 кпс. Точнее указать
размеры Галактики нельзя, поскольку по мере удаления от ее центра звездная
плотность убывает постепенно и не существует резкой границы.
Солнце расположено близ плоскости Галактики и удалено от нее к северу на
расстояние около 25 пс.
Следующим шагом в изучении Галактики является применение метода подсчета к
объектам различного типа с целью найти их распределение в Галактике.
Большинство галактических объектов занимает пространство в пределах тонкого
плоского слоя. К ним относятся звезды ранних спектральных классов О и В,
цефеиды, не принадлежащие шаровым скоплениям, сверхновые звезды второго типа,
рассеянные звездные скопления, звездные ассоциации (см. ; 164) и темные
(пылевые) туманности. О всех этих объектах говорят, что они образуют плоскую
подсистему (или составляющую) Галактики (см. 220). К ней концентрируется
большинство звезд, образующих звездный диск. Как правило, это все молодые
Однако если из всей Галактики выделить некоторые другие объекты, например,
звезды типа RR Лиры, W Девы и m Цефея, сверхновые первого типа, субкарлики и
шаровые звездные скопления (см. ; 164), то окажется, что все они занимают объем
эллипсоида, для которого галактическая плоскость является диаметральным
сечением. Поэтому перечисленные объекты принято относить к сфероидальной (иногда
говорят сферической) подсистеме Галактики. Объекты сфероидальной составляющей
имеют ярко выраженную тенденцию концентрироваться к центру Галактики.
Наконец остальные объекты, например, новые звезды, звезды типа RV Тельца,
долгопериодические переменные, белые карлики, звезды спектральных классов С и S,
а также планетарные туманности располагаются в пределах более или менее
сплюснутых эллипсоидов. Их выделяют в промежуточные подсистемы, так как
предельными случаями эллипсоидов их распределения служат обе предыдущие
Объекты, принадлежащие всем этим подсистемам, различаются также своими
кинематическими характеристиками, т.е. средними значениями индивидуальных
скоростей. Подобно тому как в более горячей атмосфере газ поднимается на большую
высоту, так и в Галактике быстрее движущиеся объекты занимают объем менее
В заключение важно отметить, что некоторые объекты (например, горячие звезды
классов О и В) встречаются не всюду в плоскости Галактики, но преимущественно на
определенных расстояниях от ее центра, образуя спиральную структуру, подобную
структуре туманности Андромеды. Спиральное строение нашей Галактики
подтверждается также результатами изучения распределения в ней диффузного
Источник
«современном курсе астрономии Кондакова Елена Владимировна, к.п.н., доцент, ЕГУ им. И.А. Бунина МЛЕЧНЫЙ ПУТЬ — НАША ГАЛАКТИКА 7. Оценивание формы галактики методом «звёздных черпков» Цель: . »
практические задания в
Кондакова Елена Владимировна, к.п.н.,
доцент, ЕГУ им. И.А. Бунина
МЛЕЧНЫЙ ПУТЬ — НАША
7. Оценивание формы галактики
методом «звёздных черпков»
Цель: Познакомиться с методом «звёздных
черпков» и, используя его,
охарактеризовать форму Галактики .
Планируемое время выполнения: 1 урок
7. Оценивание формы галактики
методом «звёздных черпков»
Следует обратить внимание, что в слове «черпков» отсутствует буква «а», но очень часто в русскоязычном пространстве встречается привычное «черпаков». В тетради-практикуме также присутствует такая опечатка .
7. Оценивание формы галактики методом «звёздных черпков»
Данная работа достаточно объёмна, её выполнение может занять урок полностью .
Рекомендуем проводить работу после изучения параграфа 34 «Конечность и бесконечность Вселенной – парадоксы классической космологии .
7. Оценивание формы галактики методом «звёздных черпков»
Работа позволяет не только приобщиться к методам исследования окружающего мира, соприкоснуться с историей науки, но и построить связь между видимым – дорожкой Млечного Пути на небе — с формой нашего «звёздного острова» .
7. Оценивание формы галактики методом «звёздных черпков»
Можем ли мы увидеть нашу Галактику извне, «со стороны»? Увидеть не сможем, но сможем представить, как она выглядит. Для этого нужно от наблюдения картины распределения звёзд на небесной сфере как двумерного объекта перейти к осознанию пространственного распределения мириад звёзд. Сделать это будет легче, если не только осознать связь между видимой картиной Млечного Пути и действительной формой Галактики, но и проследить способ получения этого знания .
Для успешного выполнения заданий следует повторить, в чём заключается фотометрический парадокс (учебник, с. 127) и как он разрешается, а также познакомить учащихся с исследованиями Уильяма Гершеля .
При разъяснении фотометрического парадокса, часто называемого парадоксом Ольберса, удобно использовать наглядный пример .
Если находиться в большом лесу в окружении деревьев, то, в какую бы сторону вы не посмотрели, ваш взгляд обязательно наткнётся на ствол какогонибудь дерева. Сквозь стволы ничего другого увидеть не удастся На протяжении многих веков существовало представление о бесконечном мире звёзд. Но в таком случае наш взгляд при созерцании ясного неба всегда бы наткнулся на какую-либо звезду, аналогично ситуации с деревьями в лесу. Небо было бы не просто белым, а ослепительным, как поверхность Солнца .
Но мы ночью наблюдаем звёзды на чёрном небе. Эта ситуация аналогична тонкой прослойке леса, когда между стволами видно что-то ещё – поле, другой лес и т.д .
Отсюда учёные прошлого сделали вывод, что наша планета находится внутри «звёздного острова», который впоследствии получил название «Галактика» .
Имя Уильяма Гершеля зна
Ступени звездных величин
Задания:
• Одинаково ли меняется плотность звёзд по мере удаления от Солнца для участков, которые вы исследовали?
• Почему экспериментальные зависимости отличаются от теоретической?
• Используя карту звёздного неба, определите, в каких направлениях от Солнца по отношению к центру Галактики находятся участки неба, которые использовались для данной работы .
• Сделайте заключение о форме нашей Галактики .
Задания:
• Почему часть кривых ведёт себя совсем не так, как теоретическая зависимость для слабых звёзд? Выберите один из приведённых ниже ответов либо запишите свой .
Звёзды заканчиваются на этих расстояниях, это край Галактики .
Сверхмассивная чёрная дыра в центре Галактики сместила видимое излучение звёзд в инфракрасную область .
В этих областях расположены облака тёмной пыли («угольные мешки»), поглощающие свет от более далёких звёзд .
ВОПРОСЫ ДЛЯ ЗАКРЕПЛЕНИЯ
МАТЕРИАЛА В каком созвездии находится центр Галактики?
Где расположено Солнце в Галактике?
Что входит в состав Галактики?
В чём заключается метод «звёздных черпаков»?
ГАЛАКТИКИ. СТРОЕНИЕ И
ЭВОЛЮЦИЯ ВСЕЛЕННОЙ
8-9. Определение скорости удаления галактик по их спектрам Цель: вычислить скорости удаления галактик по красному смещению линии Н в их спектрах, построить график зависимости скорости удаления от расстояния до галактики и проанализировать его .
Планируемое время выполнения: 1 урок 8-9. Определение скорости удаления галактик по их спектрам Данная работа достаточно объёмна, её выполнение может занять урок полностью .
Проводить её следует после изучения расширения Вселенной. Так как все задания сопровождаются детальной инструкцией, можно предложить учащимся выполнить эту работу как домашнее задание к уроку с последующим обсуждением результатов .
8-9. Определение скорости удаления галактик по их спектрам
Задачи, решаемые при выполнении работы:
• познакомиться с методами анализа спектров;
• развитие умений работать с различными типами представления данных (в данном случае – фотографии и спектры);
• применять физические законы для решения задач астрофизики .
8-9. Определение скорости удаления галактик по их спектрам
Метапредметные (общеучебные) умения:
• преобразовывать модели из одной знаковой системы в другую;
• систематизировать объекты по заданным параметрам;
• обрабатывать данные наблюдений;
• устанавливать причинно-следственные связи и анализировать их;
• устанавливать аналогии, строить умозаключения, делать выводы .
Даны изображения галактик, имеющих примерно одинаковые физические размеры .
Расположите галактики (укажите их номера) по их удаленности от поверхности Земли: от самых близких до самых далеких. Объясните ваш выбор .
Задания:
Задания:
Для каждой галактики отметьте скорость удаления на диаграмме (по вертикальной оси) .
Постройте график зависимости скорости удаления галактик от расстояния до Земли .
Задания:
• Проанализируйте полученный график и сделайте вывод о соотношении расстояния до галактики и скорости её удаления .
• О чём свидетельствует разбегание галактик?
• Сформулируйте закон Хаббла и запишите его:
Отметим, что значение красного смещения не зависит от того, в каком спектральном интервале находится линия: наблюдения в оптическом, радио-, рентгеновском диапазоне дают одно и то же значение z .
Задания:
• Используя закон Хаббла, вычислите расстояния до галактик. Значение постоянной Хаббла Н = 68 км/(сМпк) .
Полученные результаты занесите в таблицу и подпишите на диаграмме (горизонтальная ось). Проанализируйте, правильно ли вы расположили галактики, выполняя задание 1 .
Рекомендуется обсудить с учениками следующий вопрос: какова будет скорость удаления объекта, красное смещение которого z 1? Если использовать формулу =, мы получим значение скорости, превосходящее скорость света. Но это противоречит постулатам специальной теории относительности. В ситуации, когда
, скорость удаления можно найти по формуле: 2 + 2 = 2 + 2 + 2 2 + 2 = 2 + 2 + 2
• Для значений z 1 и эта формула становится неприменимой, так как на таких больших расстояниях само понятие скорости становится сложным и неоднозначным, и формулы специальной теории относительности «не работают» .
• Если же речь идёт об очень далёких объектах, следует рассматривать не скорости или расстояния до них, а определяемые по спектрам красные смещения .
В рамках выполнения заданий данной работы достаточно красное смещение характеризовать как наблюдаемое свойство далёких галактик, которое может быть использовано (и используется) для определения расстояний до них с помощью эмпирически установленного закона Хаббла .
Если галактика изолирована, то этот способ является практически единственным надёжным способом определения расстояния до неё .
Последний этап работы – вычислить расстояния до галактик, используя закон Хаббла. Обратите внимание, что значение постоянной Хаббла выражается в км/(сМпк) .
Поэтому значения расстояний до галактик будут получены в Мпк, тогда как в таблицу требуется занести результаты в миллионах световых лет. Вспоминаем: 1 пк = 3,26 световых года. Следовательно, чтобы получить результат в световых годах, следует полученное по формуле = расстояние умножить на 3,26 .
Примечание: в учебнике используется значение постоянной Хаббла Н = 75 км/(сМпк). В тетради-практикуме мы используем уточнённое значение Н = 68 км/(сМпк). Расхождение в значениях связано с непрерывно ведущимися исследованиями по все более точному определению постоянной Хаббла .
Если есть возможность использовать на уроке персональный компьютер, можно предложить учащимся автоматизировать вычисления в любой таблице (Excel, OpenOffice.org Calc или подобная), что не только способствует развитию межпредметных связей и формированию метапредметных умений, но и существенно облегчает вычисления, уменьшая при этом вероятность ошибок .
• Физический смысл постоянной Хаббла: Зная её значение, можно оценить возраст Вселенной .
Как это сделать, описывается на с. 130 учебника .
От значения постоянной Хаббла зависит не только возраст Вселенной, но и её средняя плотность, и размеры .
• Используя закон Хаббла, можно определить максимальное расстояние, до которого можно наблюдать небесные тела (обсуждается на с. 130 учебника). Исходя из того, что максимальная скорость не может превышать скорость света, соответствующее расстояние найдем как 3 105 к мс с = 4,4 105 Мпк = = 68 к м( с Мпк = 1,4 1010 св. лет
СОВРЕМЕННЫЕ ПРОБЛЕМЫ
10. Оценивание возможности наличия жизни на экзопланетах Цель: по снимкам экзопланет определить радиусы их орбит, вычислить температуру поверхности экзопланет и оценить возможность наличия жизни земного типа на них .
Планируемое время выполнения: 25 мин
10. Оценивание возможности наличия жизни на экзопланетах Как только астрономы начали фиксировать планеты, обращающиеся вокруг других звёзд, актуализировался вопрос о том, одиноки ли мы во Вселенной, и как определить наличие жизни на этих весьма удалённых планетах. При выполнении данной работы учащиеся смогут самостоятельно проанализировать данные о 4 реальных экзопланетах и в первом приближении оценить, находятся ли эти планеты в зоне обитаемости .
ДОПОЛНИТЕЛЬНЫЕ СВЕДЕНИЯ:
• Планеты, обращающиеся вокруг других звёзд, называют экзопланетами. В настоящее время известно о многих тысячах экзопланет. И многие из них могут быть обитаемыми. Учёные считают, что жизнь земного типа возможна только тогда, если на поверхности планеты есть большое количество жидкой воды. Про такие планеты говорят, что они находятся в зоне обитаемости .
Задания:
• На рисунке (следующий слайд) приведены негативные изображения четырех экзопланет, обращающихся вокруг молодой звезды с видимой звёздной величиной 6m, расположенной на расстоянии 130 световых лет от Солнца. Звезда на снимках экранирована, ее положение отмечено звездочкой. На снимках указаны даты получения снимков и масштаб: длина полоски соответствует 20 а.е. (20 au) .
Задания:
• Обозначьте планеты на снимках цифрами 1, 2, 3, 4 .
• Считая орбиты планет круговыми, а плоскость орбит – перпендикулярной лучу зрения, определите радиусы орбит. Данные измерений и вычислений занесите в таблицу .
Измерьте расстояние от звезды до планеты с точностью до мм на обоих снимках .
Вычислите среднее значение расстояния от звезды для каждой планеты .
Используя заданный масштаб (длина полоски соответствует 20 а.е.), определите расстояние от звезды до планеты в а.е .
Вычислите расстояние до планет в метрах .
Радиус Радиус Расстояние Расстояние Среднее орбиты орбиты до звезды до звезды расстояние планеты а, Температура Планета на снимке на снимке до звезды, планеты Т, К планеты м 1, мм 2, мм мм а, а.е .
Задания:
• Определите абсолютную звёздную величину звезды по формуле M = m – 5 lg r + 5 Обратите внимание: расстояние до звезды должно быть выражено в парсеках .
• Вычислите светимость звезды L, используя формулу = 2,512
Задания:
• Абсолютная звёздная величина звезды M = 3m
Источник