Млечный Путь — наша Галактика

Если посмотреть на небо в ясную безлунную ночь, подальше от городских огней, то можно увидеть звёздное небо во всей его красе. Его примечательным объектом является широкая светлая полоса, тянущаяся через всё небо с запада на восток. Эта полоса древними греками была названа Галактикой, что переводится как «млечный» или «молочный». По легенде Зевс решил сделать своего сына Геракла, рождённого от смертной женщины, бессмертным, и для этого подложил его спящей жене Гере, чтобы ребёнок выпил божественного молока. Гера, проснувшись, увидела, что кормит не своего ребёнка, и оттолкнула его от себя. Брызнувшая из груди богини струя молока превратилась в Млечный Путь, который тянется серебристой полосой через оба полушария по большому кругу небесной сферы, замыкаясь в звёздное кольцо.

В различных языках имеется масса других названий Млечного Пути. Однако слово «путь» часто остаётся, а вот слово «млечный» заменяется на другие эпитеты. Например, по-арабски Млечный Путь — это мучной путь, который образовался от рассыпавшийся муки из дырявого мешка, лежавшего на телеге. А индейцы шайенны считали, что Млечный Путь — это грязь и ил, поднятые брюхом плывущей по небу черепахи.

Ещё Галилео Галилей в 1609 году обнаружил, что Млечный Путь является скоплением огромного числа слабых звёзд (порядка 200—400 миллиардов) и ярких туманностей. Все они вместе образуют гигантскую гравитационно-связанную систему тел — Галактику.

В области Млечного Пути межзвёздная пыль ограничивает возможности оптических наблюдений. Поэтому изучить строение Галактики и воссоздать её действительную форму долгое время не удавалось. Лишь открытие способов измерения расстояний до звёзд позволило подойти к изучению их распределения в пространстве, а следовательно, и структуры Галактики.

Первая попытка построить модель нашей Галактики принадлежит Уильяму Гершелю. В 70-ых годах восемнадцатого (XVIII) века он решил выборочно посчитать количество звёзд в разных направлениях от галактического экватора. Для того чтобы охарактеризовать количество звёзд в различных частях Галактики, он ввёл понятие звёздной плотности, аналогичное понятию концентрации молекул. Звёздной плотностью называется количество звёзд, находящихся в одном кубическом парсеке.

Проще всего звёздную плотность оказалось найти в непосредственной окрестности Солнца, так как для всех близких к нашей системе звёзд известны надёжные значения годичных параллаксов. Так вот, результаты подсчётов показали, что в окрестностях Солнца звёздная плотность составляет всего около 0,12 звезды на кубический парсек. Иными словами, на каждую звезду в среднем приходится объём свыше 8 пс³. А среднее расстояние между звёздами оказалось равным почти 2 пс.

Далее Гершиль решил узнать, как меняется звёздная плотность в различных направлениях. Для этого он подсчитал число звёзд на одном квадратном градусе в различных участках неба. Первое, на что обратил внимание учёный, что при таких подсчётах концентрация звёзд сильно увеличивается по мере приближения к полосе Млечного Пути, средняя линия которого образует на небе большой круг. И наоборот, по мере приближения к полюсу этого круга концентрация звёзд быстро уменьшается.

Тогда он предположил, что слабые звёзды Млечного Пути вместе с более яркими образуют единую звёздную систему, по форме напоминающую диск конечных размеров. Причём Солнце должно находиться недалеко от плоскости симметрии этого образования.

В 1923 году в туманности Андромеды учёными были открыты несколько ярких цефеид. Цефеиды — это обширный класс ярких пульсирующих переменных звёзд-сверхгигантов и гигантов F и G классов. Их называют «маяками» ближней Вселенной», так как по известному из наблюдений периоду их пульсации можно определить абсолютную звёздную величину цефеид. А сравнив абсолютную звёздную величину цефеида с его видимой звёздной величиной, можно определить и расстояние до него.

Так вот, открытие цефеид в туманности Андромеды показало, что она находится более чем в двух миллионах световых лет от нас. А это могло свидетельствовать лишь о том, что туманность Андромеды является другой звёздной системой, подобной нашей.

Дальнейшее изучение известных туманностей показало, что все они также являются гигантскими удалёнными звёздными системами. Такие гигантские гравитационно-связанные системы звёзд и межзвёздного вещества, расположенные вне нашей Галактики, стали называть галактиками. Их сравнение с нашей звёздной системой позволило выявить многие черты её строения.

Согласно современным моделям, наша Галактика имеет форму плоского линзообразного диска. Его диаметр составляет около 30 кпк, а толщина — около 4 кпк. Точнее указать размеры Галактики нельзя, поскольку по мере удаления от её центра звёздная плотность убывает постепенно и не существует резкой границы. Солнце расположено близ плоскости Галактики и удалено от неё к северу на расстояние около 20-25 пс.

Звёздный диск Галактики имеет структуру в виде спиральных ветвей — рукавов. В центре нашей Галактики находится место, которое называется (как вы уже догадались) галактическим центром. А в самом центре (то есть в центре этого центра) — галактическая выпуклость (или балдж). Это приблизительно сферическое образование, состоящее из миллионов, в основном, оранжевых и красных звёзд. Вообще форму нашей галактики можно сравнить с двумя яичницами, сложенными желтками наружу; белок — это галактический диск, а образующие сферическую структуру желтки, — выпуклость в центре диска.

В центральной части Галактики располагается её ядро, скрытое от нас плотными газопылевыми облаками и звёздами. Ядро представляет собой высокоплотный объект — сверхмассивную чёрную дыры Стрелец А*, окружённую горячим радиоизлучающим газовым облаком диаметром 1,8 пк. По некоторым оценкам, масса галактического ядра в 4,31 ∙ 10⁶ раз больше массы Солнца.

Часть звёзд нашей Галактики не входит в состав диска, а образует его сферическую составляющую — звёздное гало. Оно состоит в основном из очень старых звёзд, разрежённого горячего газа и тёмной материи. Гало выходит за пределы Галактики где-то на 5—10 тысяч световых лет. Масса всей Галактики оценивается примерно в полтриллиона масс Солнца. Исследование звёзд в нашей звёздной системе показало, что в ней есть как и очень молодые звёзды (возрастом около 100 тысяч лет), так и очень старые звёзды, возраст которых сравним с возрастом самой Галактики (13,2 млрд лет).

Многие звезды образуют группы, называемые звёздными скоплениями. Звёздные скопления — это гравитационно-связанные группы звёзд, которые имеют общее происхождение и движутся в поле тяготения Галактики как одно целое.

По внешнему виду их принято делить на две группы: рассеянные и шаровые скопления.

Рассеянное звёздное скопление — это не имеющая правильной формы сравнительно неплотная группа, содержащая от нескольких десятков до нескольких тысяч звёзд. Считается, что звёзды в таких скоплениях образованны из одного гигантского молекулярного облака и имеют примерно одинаковый возраст.

В нашей Галактике обнаружено более 1100 рассеянных скоплений вблизи галактического центра. Но, вероятнее всего, их может быть гораздо больше. Типичный возраст рассеянных скоплений оценивается в несколько сотен миллионов лет, и состоят они в основном из бело-голубых звёзд главной последовательности.

Самыми известными рассеянными скоплениями, видными невооружённым глазом, являются Плеяды, Гиады, шаровое скопление в Геркулесе и Скопление Альфа Персея.

Шаровым скоплением называется звёздное скопление, в котором содержится до миллиона звёзд, тесно связанных гравитацией. Они обладают симметричной сферической формой и характеризуются увеличением концентрации звёзд к центру скопления.

В отличие от рассеянных звёздных скоплений, которые располагаются в галактическом диске, шаровые находятся в гало. Звёздное население шаровых скоплений состоит из давно проэволюционировавших звёзд — красных гигантов и сверхгигантов. А возраст шаровых скоплений может достигать 11—13 миллиардов лет.

На начало 2020 года открыто всего 158 шаровых скоплений. Ещё около 20 скоплений являются кандидатами в шаровые.

Группы звёзд, которые не связаны силами гравитации, или слабосвязанных молодых звёзд, объединённых общим происхождением, называют звёздными ассоциациями. Впервые они были обнаружены советским астрофизиком Виктором Амазаспович Амбарцумяном в 1948 году. В отличие от молодых рассеянных звёздных скоплений, звёздные ассоциации обладают большим размером и меньшей плотностью.

Таким образом, существование в Галактике звёздных скоплений и ассоциаций различных возрастов указывает на то, что звёзды формируются не в одиночку, а группами, а сам процесс звёздообразования продолжается и по сей день.

Мы уже с вами знаем, что долгое время видимые на небе звёзды считались неподвижными объектами. Лишь в 1718 году английский астроном Эдмунд Галлей решил сравнить положения звёзд своего времени с теми, которые были описаны ещё Гиппархом во II в. до н. э. Каково же было удивление учёного, когда он обнаружил, что яркие звёзды Сириус и Порцион сместились примерно на 0,7^о. А у Арктура это смещение составило более 1^о. Так было установлено, что звёзды перемещаются в пространстве относительно Солнца. Скорость, с которой движется звезда в пространстве относительно Солнца, называется пространственной скоростью. В общем случае её вектор направлен под некоторым углом к лучу зрения наблюдателя.

В настоящее время смещения звёзд определяют по фотографиям одного и того же участка неба, сделанных с интервалом несколько лет и даже десятков лет. Но даже в этом случае смещение большинства звёзд очень невелико. Но на протяжении десятков тысяч лет собственные движения звёзд существенно сказываются на их положении, вследствие чего меняются привычные нам очертания созвездий.

Анализ собственных движений звёзд привёл к обнаружению движения и нашего Солнца. Оказалось, что оно движется к точке в созвездии Геркулеса со скорость 19,4 км/с. Эта точка называется апексом Солнца. Соответственно, диаметрально противоположная ей точка называется антиапексом.

Также изучение лучевых скоростей звёзд в различных направлениях от Солнца позволило профессору Казанского университета Мариану Альбертовичу Ковальскому в 1857 году доказать вращение нашей звёздной системы и сформулировать законы этого вращения. Оказалось, что все звёзды диска Галактики обращаются вокруг её ядра по орбитам, близким к круговым, по ходу часовой стрелки (если смотреть на Галактику со стороны её северного полюса). При этом угловая скорость вращения убывает по мере удаления от центра. А вот линейная скорость вращения сначала возрастает, достигая максимума (около 226 км/с) на расстоянии Солнца, после чего очень медленно начинает убывать. Таким образом, для нас с вами галактический год (то есть время полного оборота Солнца вокруг ядра Галактики) примерно равен 226 миллионам лет.