89. Эволюция Галактики

Согласно современным представлениям, Галактика образовалась примерно через 400 тыс. лет после Большого Взрыва из медленно вращавшегося газового облака, по своим размерам превосходившего её современные размеры в десятки раз. Первоначально оно состояло из смеси 75% водорода и 25% гелия (по массе) и почти не содержало тяжёлых элементов. В течение примерно миллиарда лет это облако свободно сжималось под действием сил гравитации. Коллапс неизбежно привёл к фрагментации и началу процесса звёздообразования.

Та часть газа, которая не превратилась в звёзды, продолжала свой процесс сжатия к центру Галактики. Из-за сохранения момента количества движения, её вращение становилось быстрее, образовался диск, и в нём снова начался процесс звёздообразования. Второе поколение звёзд оказалось более богатым тяжёлыми элементами. Оставшийся газ сжался в более тонкий слой, в результате чего возникла плоская составляющая – основная область современного звёздообразования.

90. Краткая характеристика ближайших галактик.

Невооружённым глазом в безлунную ночь на небе видны только ближайшие галактики – Туманность Андромеды, Большое и Малое Магеллановы Облака (два последних видны только в южном полушарии).

Туманность Андромеды — спиральная галактика типа Sb. Эта ближайшая к Млечному Пути сверхгигантская галактика находится на расстоянии 2,54 млн. св. лет от Солнечной системы. Её протяжённость составляет 260 тыс. св. лет, что в 2,6 раза больше, чем у Млечного Пути. По современным данным, в её состав входит около триллиона звёзд.

Большое Магелланово Облако (БМО) — карликовая галактика типа SBm, расположенная на расстоянии около 168 тыс. св. лет от нашей Галактики. Она занимает область неба южного полушария в созвездиях Золотой Рыбы и Столовой Горы и на наших широтах никогда не видна. БМО приблизительно в 20 раз меньше по диаметру чем Млечный Путь и содержит около 5 млрд. звёзд.

Малое Магелланово Облако — карликовая галактика типа SBm, спутник Млечного Пути. Находится на расстоянии около 200 тыс. св. лет в созвездии Тукана. Содержит только 1,5 млрд. звёзд.

91. Столкновение галактик

Приблизительно через 5 млрд. лет должно произойти столкновение галактик Млечный Путь и Туманность Андромеды. Как и при всех подобных столкновениях, из-за малой концентрации вещества в галактиках и крайней удаленности объектов друг от друга маловероятно, что объекты вроде звёзд действительно столкнутся Если предположение верно, то звёзды и газ Туманности Андромеды будут видны невооруженным взглядом примерно через 3 млрд. лет. Если столкновение произойдет, то галактики скорее всего сольются в одну большую галактику. В настоящее время известно, что Туманность Андромеды приближается к Млечному Пути со скоростью около 300 км/с, но произойдёт ли столкновение или галактики просто разойдутся, пока точно не известно. По крайней мере, даже если не произойдёт столкновения самих дисков, гало тёмной материи двух галактик столкнутся.

92. Звёздные скопления.

Как в звёздном диске, так и в сферической составляющей Галактики звёзды концентрируются в звёздные скопления. Звёздными скоплениями называют гравитационно связанные системы звёзд, выделяющиеся как области повышенной звёздной плотности. Звёздные скопления делятся на две группы: рассеянные скопления, содержащие несколько десятков и сотен звёзд, и шаровые скопления, состоящие из десятков и сотен тысяч звёзд.

93. Газопылевые туманности

Деление туманностей на газовые и пылевые в значительной степени условно: все туманности содержат и пыль, и газ. Собственное излучение газовой компоненты туманности наблюдается при её ионизации УФ излучением расположенной в туманности горячей звезды (эмиссионные области HII ионизированного водорода вокруг звёздных ассоциаций или планетарные туманности) или при нагреве межзвёздной среды ударной волной вследствие взрыва сверхновой или воздействия мощного звёздного ветра звёзд.

Самая известная газовая туманность находится в созвездии Ориона. Всего известно около 400 газовых туманностей. Газовые туманности имеют эмиссионные спектры с линиями водорода Нα и Нβ, линии запрещённых переходов дважды ионизированного кислорода ОIII (5 007 и 4 959 Å) и др. Внутри газовой туманности (если только это не остаток вспышки сверхновой) почти всегда можно найти горячую звезду класса О или В, которая является причиной свечения всей туманности. Концентрация частиц в газовых туманностях невелика (10¹–10⁴ см^–3), что и объясняет наличие в их спектрах запрещённых линий, по интенсивности сравнимых с разрешёнными. При обычных концентрациях возбуждённые атомы в газе не «успевают» совершить запрещённый переход, т.к. гораздо вероятнее они сталкиваются с другими частицами. В газовых туманностях среднее время жизни между столкновениями может достигать 2·10⁶ секунд ~ 1 месяц.

94. Туманность Бумеранг

Туманность Бумеранг находится на расстоянии 5 000 св. лет в созвездии Центавра. Туманность Бумеранг – самое холодное место во Вселенной (1 К). Скорость оттока газа из умирающей звезды в центре туманности составляет около 600 000 км/ч (~160 км/с).

95. Области НI и HII.

Области НII – области ионизированного водорода вокруг звёздных ассоциаций. Излучают не только в оптическом, но и в радиодиапазоне, причём это излучение имеет монохроматический характер и возникает при переходах атомов водорода, гелия и углерода между высоко возбуждёнными состояниями (как правило, главное квантовое число n для таких переходов лежит между 40 и 300). Для атомов углерода был зарегистрирован переход

n′ = 733 → n″ = 732 (длина волны 18 м). «Размер» атома в таких высоко возбуждённых (ридберговских) состояниях приближается к 0,1 мм, что недостижимо в земных лабораториях.

Область H I — межзвёздное облако, состоящее из атомарного водорода. Эти области являются неизлучающими, за исключением радиоизлучения на длине волны 21 см. Степень ионизации в области HI очень мала (около 10⁻⁴).