Галактики – гигантские звёздные системы – разделены в пространстве огромными расстояниями. В состав галактик входят миллиарды звёзд с планетными системами, облака межзвёздного газа, ядро. Галактика, в которой мы живём, называется Млечный Путь. Она относится к классу спиральных систем. Галактику населяют около 200 млрд. звёзд, а также многочисленные газовые облака. Большая часть звёзд и практически всё межзвёздное вещество сосредоточены в диске диаметром более 100 тыс. световых лет и толщиной около 1000 световых лет. В центре диска расположено шарообразное уплотнение диаметром 30 тыс. световых лет. Галактическая жизнь кипит, в основном, в спиральных ветвях-рукавах. Солнце расположено между рукавами Стрельца и Персея – в рукаве Ориона. В центре Млечного Пути находится ядро.межзвёздного газа, световых лет Млечный Путь

ЗВЕЗДЫ солнце

1 а.е. – км 1 световой год= 9.5 триллионов км км Парсек - это название от "параллакс угловой секунды" - это такое расстояние, с которого средний радиус земной орбиты, равный 1 а. е., перпендикулярный лучу зрения, виден под углом одна угловая секунда. 1 парсек = световых лет. Космические единицы измерения

Солнце – самая близкая к нам и самая обыкновенная Звезда 150 млн км от Земли 1,4 млн км – диаметр (109 диаметров Земли) 1,99*10 30 кг – масса ( раз больще Земли) Мощность - 3,9*10 26 Вт Температура – 5800 К световых лет от центра Галактики Скорость движения 230 км/с Период – 200 млн лет

до Солнца- 1 а.е или 4,2 световых года до самой близкой к нам звезды "Проксима Центавра" – 2700 свет.лет Космические ед.измерения

15 млн градусов Гамма-кванты движуться миллионы лет Движение материи Видимый слой солнца Атмосфера солнца Облако раскаленного газа до 100 тыс км

Самые близкие к нам звёзды (кроме Солнца) – Альфа Центавра и Проксима Центавра – находятся в 270 тыс. раз дальше от Земли, чем Солнце. В созвездии Ориона находится звезда Бетельгейзе – красный гигант. От нее свет идет к нам 650 лет. Это звезда холоднее Солнца, т. к. она красного цвета. Радиус Бетельгейзе в 900 раз больше радиуса Солнца. Другая знаменитая звезда в Орионе – Ригель. Это голубой гигант, но меньше Бетельгейзе. Ригель излучает в раз больше света, чем Солнце. Ригель – тройная звезда (вокруг основной звезды – гиганта вращаются пара звезд-спутников). Свет от Сириуса идет до нас 9 лет, а от Полярной звезды-600 лет. Если Полярная звезда потухнет, мы узнаем об этом только через 600 лет.

Видимые параметры звезд Блеск звезд Цвет звезд

Одну из первых попыток пересчитать звёзды и ввести числовую оценку их яркости предпринял во II в. до н. э. древнегреческий астроном Гиппарх. Самым ярким светилам он присвоил 1-ю звёздную величину, а самым слабым – 6-ю. Впоследствии выяснилось, что некоторые звёзды настолько ярки, что в означенные рамки не укладываются. Для них, а также для некоторых планет, астрономам пришлось ввести отрицательные величины. Например, звёздная величина самой яркой на небе звезды, Сириуса, равна -1,4. Венера в максимуме блеска достигает величины -4,5. Величина полной Луны равна -12,6, а Солнца – почти -27. На небе 20 звёзд ярче 1-й величины и около 70 – ярче 2-й. В обычный бинокль можно различить звёзды 8-й – 9-й величин. На современных больших телескопах астрономы наблюдают объекты вплоть до 30-й звёздной величины. Вега Сириус

Звёзды различаются не только по светимости, но и по цвету: от голубовато-белого до густо-красного. Хорошо заметны яркие красные звёзды – Бетельгейзе в Орионе и Альдебаран в Тельце. Цвет звезды определяется температурой её поверхности. Самые горячие звёзды – голубые и белые. Температура поверхности голубых сверхгигантов составляет десятки тысяч градусов. Самые холодные звёзды имеют темно-красный цвет и с трудом поддаются наблюдениям.

Размеры звёзд астрономы определяют по их светимости и температуре. Чем меньше светимость и температура звезды, тем меньше её размеры. Сравнение Солнца с самыми большими звёздами показывает, что наше светило находится у нижней границы диапазона звёздных размеров. Это заставляет астрономов отнести его к жёлтым карликам. Ещё более холодные звёзды – красные карлики – часто десятикратно уступают Солнцу в размерах. Размеры же самых огромных светил воистину впечатляют. Как правило, большими радиусами обладают холодные массивные звёзды – красные и голубые сверхгиганты. Звезда Бетельгейзе, например, обогнала Солнце по размерам в несколько сотен раз. Но есть в Галактике и сверхгиганты, диаметры которых превышают солнечный в 1-2 тыс. раз (т. е. более миллиарда километров). Если такое светило поместить на место нашего Солнца, оно займёт всё пространство почти до орбит Юпитера или Сатурна! Одной из таких звёзд является Мю Цефея, которую астроном Вильям Гершель назвал Гранатовой звездой.

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела зависимость между основными наблюдаемыми характеристиками звёзд светимостью и температурой

Цефеиды – звезды переменной светимости, получившие такое название в честь первой такого типа обнаруженной звезде в созвездии Цефея. Яркость цефеид периодически меняется, причем, чем реже вспыхивает звезда, тем большей светимости она достигает в максимуме блеска. Периоды цефеид разные – от часов до месяцев. Вымеряв период пульсации звезды и ее яркость в максимуме, можна определить расстояние к ней.

– газовое облако, 2 – протозвезда, 3 – основное время жизни звезды, 4 – красный гигант, 5 – сброшенная газовая оболочка звезды, 6 – белый карлик. Таким образом, после расширения маломассивные звезды сбрасывают оболочку и становятся белыми карликами.

– газовое облако, 2 – протозвезда, 3 – основное время жизни звезды, 4 – звезда-сверхгигант, 5 – взрыв сверхновой, 6 – нейтронная звезда, 7 – чёрная дыра. Самые массивные звёзды в процессе сжатия не останавливаются на стадии белого карлика. Результатом коллапса (катастрофического сжатия) является чёрная дыра.

1.Гравитационное сжатие Имеет место достаточно эффективное охлаждение среды: высвобождающаяся энергия гравитации идет на излучение инфракрасного диапазона, уходящее в космическое пространство. 2. Протозвезда При увеличении плотности облака оно становится непрозрачным для излучения. Начинается повышение температуры внутренних областей. Температура в недрах протозвезды достигает порога термоядерных реакций синтеза. Сжатие на какое-то время прекращается. 3. Звезда переходит в стационарное состояние начался процесс выгорания водорода - основного звездного ядерного топлива сжатие практически не происходит, и запасы энергии больше не изменяются медленное изменение химического состава в ее центральных областях, обусловленное превращением водорода в гелий

4. Гиганты и сверхгиганты когда водород полностью выгорает, звезда уходит с главной последовательности в область гигантов или при больших массах - сверхгигантов 5-6. Когда все ядерное топливо выгорело, начинается процесс гравитационного сжатия. масса звезды < 1,4 массы Солнца : БЕЛЫЙ КАРЛИК электроны обобществляются, образуя вырожденный электронный газ гравитационное сжатие останавливается плотность становится до нескольких тонн в см3 еще сохраняет Т=10^4 К постепенно остывает и медленно сжимается(миллионы лет) окончательно остывают и превращаются в белых карликов

масса звезды > 1,4 массы Солнца: силы гравитационного сжатия очень велики плотность вещества достигает миллиона тонн в см3 выделяется огромная энергия – 10^45 Дж температура – 10^11 К взрыв Сверхновой звезды, большая часть звезды выбрасывается в космическое пространство со скоростью км/с потоки нейтрино охлаждают ядро звезды - Нейтронная звезда 5-6. Когда все ядерное топливо выгорело, начинается процесс гравитационного сжатия. масса звезды > 2,5 массы Солнца гравитационный коллапс гравитационный коллапс звезда превращается в Черную дыру звезда превращается в Черную дыру

На звездном небе наблюдаются кучи звезд,которые астрономы называют скоплениями. Звезды скоплений связаны друг с другом общим происхождением. Россыпи звезд неправильной конфигурации, насчитывающие не более нескольких сотен звезд, называют рассеянными (на фото 1 – Плеяды). Наблюдаются на небе и скопления довольно правильной сферической формы, насчитывающие сотни тысяч звезд. Их называют шаровыми (на фото 2 – скопление М5). По своему возрасту они относятся к числу наиболее старых звездных образований. 12

Процесс формирования галактик начался почти одновременно во всем объеме известной части Вселенной через миллиард лет после ее образования, но в протогалактических облаках с различными физическими характеристиками (массой, размерами, скоростью вращения и т. д.) протекал по-разному. Процесс образования галактических скоплений, галактик и входящих в их состав космических объектов (звезд, планетных тел и т. д.) тесно связан с эволюцией газовых облаков - космических туманностей и зависит от их основных физических характеристик: массы, размеров, распределения плотности, наличия и скорости их вращения вокруг своей оси, магнитного поля, температуры и состава вещества.

Классификация галактик по Хабблу Спиральные галактики - если облако обладало начальным вращением и плотность его увеличивалось по направлению к центру, образуется спиральная галактика а) нормальные М 101 Млечный Путь М 51 б) с перемычкой NGC 1365NGC 6872

Классификация галактик по Хабблу (продолжение) Эллиптические галактики - - если облако не обладало начальным вращением, а плотность его увеличивалась к центру, образуется эллиптическая галактика. Галактика М31Галактика М87 Неправильные галактики - если облако обладало начальным вращением, но было однородным по плотности, образуется неправильная галактика М82 Малое Магелланово Облако (ММО)

Ясной ночью в Северном полушарии неба можно заметить маленькое светящееся пятнышко. Это туманность Андромеды, единственная в этой части неба галактика, видимая невооруженным глазом. В центре галактики находятся ядра – огромные шаровые сгущения из желтых карликовых звезд. А от них отходят исполинские звездные ветви, состоящие из голубых звезд – гигантов. Большая галактика М31 (Андромеда)

Пространство между звездами заполнено облаками газа и пыли. Соседство молодой горячей звезды с таким облаком подогревает его, и газ начинает светиться. Такое слабосветящееся облако межзвездного газа мы называем газовой туманностью, к числу которых относится туманность Ориона. Светящиеся туманности, которые словно охватывают некоторые старые звезды, по их наружности называются планетарными. Это следы сброшенных звездами газовых оболочек. Темные несветящиеся облака газа с примесью пыли создают впечатление пустоты : земному наблюдателю кажется, что звезд в этом месте неба нет. Такие участки неба называют угольными мешками.Темные туманности часто имеют очертания, напоминающие хорошо известные предметы, например Конская Голова из созвездия Ориона.

Портрет радиогалактики Ближайшая к нам радиога – лактика – Кен- тавр А. Поскольку радиогалактики и квазары (мощные внегалактические источники рентгеновского и радиоизлучения) не похожи друг на друга, то астрономы считали их разными типами космических объектов. Но это не так. В центре и радиогалактики, и квазара есть черная дыра. Она окружена пылевым облаком. Если удастся заглянуть внутрь облака, то там виден квазар, а когда обзор закрыт облаком, кажется, что это радиогалактика. Причина мощного радиоизлучения из квазаров и радиогалактик- скрытые внутри них массивные черные дыры, окруженные очень плотными пылевыми облаками. С помощью инфракрасных лучей ученые доказали то, что квазары и радиогалактики – это одно и тоже.

Чёрные дыры возникают при сжатии звёзд-сверхгигантов. Чёрные дыры – исключительно компактные небесные объекты с очень мощными гравитационными полями. Чёрные дыры являются центрами многих галактик, в том числе и Млечного Пути. Вот так чёрная дыра затягивает в себя соседнюю звезду.