profil

Ruchy gwiazd i innych konstelacji

poleca 85% 144 głosów

Treść
Obrazy
Wideo
Komentarze

Z badań statystycznych, dotyczących rozmieszczenia gwiazd w przestrzeni, staramy się poznać geometryczną budowę układu gwiazdowego, do którego Słońce wchodzi jako jedna z gwiazd. Zagadnienie to moglibyśmy rozwiązać dokładnie, gdybyśmy znali dla każdej gwiazdy oprócz kierunku również jej odległość. Dla gwiazd jaśniejszych od 10m nie znajdujemy żadnych trudności, bo są one wszystkie zarejestrowane w katalogach gwiazdowych. Natomiast bezpośrednie policzenie gwiazd znacznie słabszych od 10m, choć w zasadzie możliwe, byłoby trudniejsze. Wprawdzie całe niebo zostało sfotografowane niejednokrotnie, jednak policzenie wszystkich gwiazd na zdjęciach fotograficznych wymagałoby olbrzymiego nakładu pracy, przekraczającego możliwości astronomów. Problem obliczania rozmieszczania przestrzennego gwiazd jest złożony matematycznie. Z wielu prac naukowych wykonanych w tym zakresie wynika, że Galaktyka jest zbiorowiskiem przeszło 100 miliardów gwiazd nierównomiernie rozmieszczonych w przestrzeni. Na przykład w sąsiedztwie Słońca wypada około 120 gwiazd na 1000 parseków sześciennych, przy czym dla różnych klas widmowych gęstość ta jest różna. Najobficiej w sąsiedztwie Słońca występują czerwone gwiazdy klasy M, bo na 100ps3 wypada ich blisko 40. W celu obliczenia funkcji gęstości, czyli liczby gwiazd na jednostkę objętości (np. na 1000ps3), w dalej położonych dziedzinach Galaktyki należy uwzględniać stopień osłabiania światła gwiazd przez materię międzygwiazdową. Tego rodzaju obliczenia przeprowadzono do odległości 2000 parseków od Słońca. W obszarze tym wzdłuż Drogi Mlecznej funkcja gęstości wzrasta ku środkowi Galaktyki do trzykrotnej wartości w porównaniu z wartością w sąsiedztwie Słońca. W odległości 1600 parseków od płaszczyzny równika galaktycznego funkcja ta spada poniżej 1/30 w stosunku do wartości w pobliżu Słońca. Celem badań statystycznych nad rozmieszczeniem przestrzennym gwiazd jest przedstawienie obszaru budowy Galaktyki i poznanie położenia w niej Słońca. Początkowo wydawało się, że Słońce położone jest blisko środka układu gwiazdowego Drogi Mlecznej. Tak obraz dawał się wynikać z prac statystycznych Kapteyna, rozpoczętych pod koniec XIX wieku i ukończonych około roku 1920. Zgodnie z nimi gęstość rozmieszczenia przestrzennego gwiazd maiła maleć wraz z odległością od Słońca. Inne stanowisko zajął w roku 1917 H. Shapley. Oparł się on w swych badaniach na rozmieszczeniu przestrzennym gromad kulistych gwiazd, których środek uważał za środek Galaktyki. Gromady kuliste grupują się przeważnie na jednej półkuli nieba, tworząc ugrupowanie kuliste, którego środek leży w kierunku gwiazdozbioru Strzelca. Shapley ocenił w roku 1917 , że środek zbiorowiska gromad kulistych, a więc i środek Galaktyki, odległy jest o 15 000 parseków od Słońca, które położone byłoby na peryferii spłaszczonego układu Drogi Mlecznej, mającego kształt dysku o średnicy w płaszczyźnie równika galaktycznego blisko 100 000 parseków. Rewolucyjne poglądy Shapleya na budowę Galaktyki i położenia w niej Słońca okazały się w zasadzie słuszne, jedynie uwzględnienie ekstynkcji międzygwiazdowej sprawiło, że oceniane pierwotnie rozmiary należało znacznie zmniejszyć. Podsystemy grupują się na trzy składowe Galaktyki. Pierwsza to składowa płaska o największym spłaszczeniu , obejmująca długookresowe cefeidy, gwiazdy klasy O i B, gromady otwarte gwiazd i mgławice gazowo - pyłowe. Druga to składowa sferyczna o małym spłaszczeniu, do której należą krótkookresowe cefeidy typu RR Lyrae i długookresowe cefeidy typu W Virginis, podkarły gromady kuliste gwiazd. Trzecia to składowa pośrednia o spłaszczeniu pośrednim, w skład której wchodzą takie rodzaje gwiazd jak gwiazdy nowe, gwiazdy klas R i N zmienne i o stałym blasku, mgławice planetarne, gwiazdy zmienne długookresowe. Jest pewna analogia między I populacją i składową płaską jak również II populacją i składową sferyczną. Należy tu zaznaczyć, że obiekty tworzące populacje I grupują się blisko ramion spiralnych galaktyk, gwiazdy zaliczone do niej uważane są za młode, gwiazdy zaś zaliczane do populacji II należą do grupy gwiazd starszych. Obecnie istnieje nieco inny podział gwiazd. Prawie do końca XIX wieku panowało przeświadczenie, że ruchy przestrzenne gwiazd można traktować jako odbywające się bezładnie. Jednak bardziej szczegółowa analiza ruchów własnych gwiazd prowadziła do wniosku, że w ruchach tych, uwolnionych od efektu ruchu Słońca, istnieją uprzywilejowane kierunki. Zauważył to najpierw około roku 1890 astronom niemiecki H. Kobold, a potem zajęli się tym zagadnieniem już w XX wieku J. C. Kepteyn, C. V. L. Charlier, A. S. Eddington i K. Schwarzschild. Kapteyn zapoczątkował badania nad systematycznymi ruchami gwiazd w roku 1904, poszukując apeksu Słońca na podstawie ruchów własnych około 2400 gwiazd. Obliczając kierunki ruchów własnych w różnych obszarach nieba doszedł do wniosku, że ruchy te najlepiej można wyjaśnić , jeżeli się przyjmie istnienie dwóch prądów gwiazdowych poruszających się po przeciwnych kierunkach, przy czym kierunki ruchów gwiazd byłyby równoległe do równika galaktycznego. Dokładniejszą teorię dwóch ruchów gwiazdowych opracował Eddington w latach 1906 - 1915. inne stanowisko zajął w tej sprawie K. Schwarzschild tłumacząc zaobserwowany rozkład ruchów własnych gwiazd nie istnieniem dwóch przenikających się prądów, lecz elipsoidalnym rozkładem prędkości, polegającym na tym, że najbardziej uprzywilejowanym kierunkiem ruchu gwiazd jest kierunek równoległy do osi wielkiej elipsoidy utworzonej z końców wektorów przedstawiających ruchy przestrzenne gwiazd i poprowadzonych z jednego punktu. Ruchy gwiazd znalazły należyte wytłumaczenie dopiero wtedy, gdy założono, że Galaktyka obdarzone jest ruchem obrotowym. Już spłaszczony kształt Galaktyki mógł nasuwać przypuszczenie, że jest on wynikiem ruchu obrotowego całego układu gwiazdowego. W roku 1859 Marian Kowalski, astronom polski pracujący w Kazaniu w Rosji, wysunął hipotezę o możliwości ruchu obrotowego Galaktyki i opracował teorię matematyczną tego ruchu. Szczupłość danych obserwacyjnych, z których Kowalski mógł korzystać w swych rozważaniach, nie dała mu możliwości należytego sprawdzenia słuszności teorii ruchu obrotowego Galaktyki i z tego powodu praca Kowalskiego popadła w zapomnienie. W 1913 roku astronom szwedzki L. Charlier czynił próby wykrycia zjawiska ruchu obrotowego Galaktyki w oparciu o znane ruchy własne gwiazd, dopiero jednak w latach 1925 - 1927 B. Lindblad w Szwecji i J. H. Oort w Holandii, niezależnie od siebie, sformułowali zasady teorii ruchu obrotowego Galaktyki. Lindblad założył, że obracająca się dokoła osi Galaktyka składa się z podsystemów obracających się dokoła wspólnej osi z różną prędkością. Oort zaś pierwszy podał obserwacyjny dowód istnienia ruchu obrotowego Galaktyki. Ruch gwiazd względem środka Galaktyki zależny jest od rozkładu w niej mas. Gdyby masy w Galaktyce były rozmieszczone równomiernie, To Galaktyka obracałaby się jako ciało sztywne, czyli prędkość liniowa poszczególnych dokoła środka Galaktyki wzrastałby proporcjonalnie do ich odległości od tego środka. W przypadku natomiast skoncentrowania większości masy blisko środka układu gwiazdowego, gwiazdy poruszałyby się w przybliżeniu według praw Keplera, czyli, że prędkość liniowa gwiazd malałaby wraz ze wzrostem odległości od środka układu. Ruch obrotowy Galaktyki można najlepiej sprawdzić na prędkościach radialnych gwiazd i tego rodzaju sprawdzenie przeprowadzone zostało przez Oorta. Z badań tych wynikało, że prędkość liniowa gwiazd maleje, gdy wzrasta ich odległość od środka, to znaczy, że w Galaktyce występuje koncentracja masy w pobliżu środka układu. Aby zrozumieć, jak ruch obrotowy Galaktyki odbija się na obserwowanych prędkościach radialnych gwiazd, załóżmy, że gwiazdy obiegają środek Galaktyki po kołach współśrodkowych z prędkością malejącą wraz ze wzrostem odległości gwiazd od Słońca. Teoria ruchu obrotowego Galaktyki dała możność wyjaśnienia asymetrii ruchu gwiazd, wynikającej stąd, że grupa gwiazd, do której należy Słońce, o orbitach prawie kołowych, prześciga gwiazdy, mający powolniejszy ruch dokoła Słońca. Do takich powolniejszych gwiazd należą gwiazdy wchodzące w skład populacji II, w szczególności gwiazdy typu RR Lyrae i gromady kuliste gwiazd. Gwiazdy więc poruszające się z dużymi widmowymi prędkościami w kierunku przeciwnym niż porusza się Słońce dokoła środka Galaktyki, czyli tzw. gwiazdy szybkie są w istocie gwiazdami powolnymi względem tego środka. W ruchu obrotowym Galaktyki biorą udział nie tylko gwiazdy, lecz i materia międzygwiazdowa. W ruchu tym uczestniczy więc i neutralny wodór , który wysyła promieniowanie o długości fali 21cm.Obserwacje położeń linii tego promieniowania dają możność wyznaczania ruchu wodoru w różnych częściach Galaktyki i przez to są źródłem podstawowym wiadomości o jej ruchu obrotowym. Jeszcze w XIX wieku, choć dane obserwacyjne były bardzo skąpe, wypowiadano trafne poglądy na temat budowy układu gwiazdowego Drogi Mlecznej. W najdawniejszych schematach budowy Galaktyki zakładano wprawdzie, że Droga Mleczna może być pierścieniem złożonym z gwiazd i mgławic, otaczający główny układ gwiazdowy ze Słońcem w pobliżu tego środka, lecz już w latach 1894 - 1900 holenderski miłośnik astronomii C. Easton przypisywał galaktyce strukturę spiralną ze Słońcem położonym w jednym z ramion spiralnych. Sugestię stanowił tu kształt spiralny obserwowany u wielu mgławic, noszących nazwę pozagalaktycznych. Dopiero jednak po roku 1930 dane obserwacyjne zaczęły dostarczać poważniejszych argumentów na korzyść teorii budowy spiralnej Galaktyki, szczególnie zaś wielki postęp zaznaczył się po roku 1950. W roku 1951 astronom amerykański W. Morgan zbadał rozmieszczenie przestrzenne gwiazd o wczesnych typach widmowych wzdłuż Drogi Mlecznej i dostrzegł pierwsze ślady układania się tych gwiazd w ramionach spiralnych. Optyczne obserwacje jednak są utrudnione na skutek znacznej ekstynkcji międzygwiazdowej w pobliżu Drogi Mlecznej. Od tych przeszkód wolne są obserwacje radioastronomiczne i z tego powodu ramiona spiralne dają się wyróżnić najlepiej na mapach charakteryzujących rozmieszczenie wodoru neutralnego wysyłającego promieniowanie radiowe o długości fali 21cm. Rozległe obserwacje dotyczące tego rozmieszczenia zostały przeprowadzone w Holandii i Australii. Wydaje się, że Słońce znajduje się blisko ramienia spiralnego rozciągającego się w kierunku gwiazdozbioru Łabędzia. Co najmniej dwa ramiona spiralne położone w kierunku ku środkowi Galaktyki. Jedno z nich tzw. ramię Strzelca, znajduje się w odległości od 1000 do 2000 parseków od Słońca. Badania ostatnich lat, w szczególności obserwacje radioastronomiczne, zdają się prowadzić do wniosku, że Układ Gwiazdowy Drogi Mlecznej otoczony jest rozrzedzoną powłoką o kształcie w przybliżeniu kulistym, noszącym nazwę halo galaktycznego. Średnica tego halo oceniana jest na 50 000 parseków. Występują tam gwiazdy tego rodzaju, jaki wchodzi w skład gromad kulistych. A więc przede wszystkim w halo galaktycznym liczne gwiazdy zmienne typu Rr Lyrae. Rozrzedzona otoczka gazowa, w której znajdują się tkwić Galaktyka, może być nazwana koroną galaktyczną, która charakteryzuje promieniowanie radiowe o charakterze ciągłym. Promieniowanie to ma charakter synchrotronowy i spowodowane jest współdziałaniem elektronów promieniowania kosmicznego z galaktycznym polem magnetycznym. Badania halo i korony galaktycznej znajdują się jeszcze w początkowym stadium, mają one jednak istotne znaczenie dla poznania pola magnetycznego Galaktyki. Stwierdzenie istnienia systematycznych ruchów gwiazd, w szczególności ruchu obrotowego Galaktyki, sprawiło, że powstał nowy dział badań teoretycznych na budowę Galaktyki, a mianowicie dynamika, galaktyczna. Podwaliny pod tę dziedzinę badań położyli w roku 1915 astronomowie angielscy A. S. Eddington i J. H. Jeans. W dalszym rozwoju dynamika galaktyczna objęła rozważania teoretyczne, dotyczące ruchów mas i rozkładu prędkości w polu grawitacyjnym Galaktyki, zagadnienia dynamiczne związane z ramionami spiralnymi, problem orbit galaktycznych gwiazd itp. Zagadnienia dynamiki galaktycznej są bardzo złożone ze względu na skomplikowane, niedostatecznie przy tym zbadane rozmieszczenie materii w Galaktyce, i to zarówno gwiazd, jak i materii międzygwiazdowej. Na złożoność zagadnienia wpływa jeszcze konieczność uwzględnienia w badaniach z zakresu dynamiki galaktycznej międzygwiazdowych pól magnetycznych. Jednym zaś z podstawowych zadań dynamiki galaktycznej jest sformułowanie praw ewolucyjnych Galaktyki. W ramionach spiralnych spotykamy się z mieszaniną gwiazd i materii międzygwiazdowej. W ramionach tych odbywają się istotne zmiany ewolucyjne galaktyk, w szczególności powstają w nich gwiazdy. Struktura spiralna Galaktyki zależy od ogólnych ruchów materii, w szczególności do ruchu skierowanego do środka Galaktyki. Na ruch ten ma wpływ pole magnetyczne. Jeżeli pole magnetyczne jest jednorodne i równoległe do płaszczyzny równika galaktycznego, to gaz zbiera się w ramionach spiralnych i ma składową radialną ruchu skierowaną na zewnątrz. Tego rodzaju ruchy wynikają z obserwacji promieniowania radiowego wodoru o długości 21cm. Przy uwzględnieniu sił grawitacyjnych, występujących w Galaktyce, obliczane są orbity galaktocentryczne gwiazd. Na ogół gwiazdy populacji I, takie jak Słońce, poruszają się po orbitach zbliżonych do kół, natomiast wśród gwiazd II populacji spotykamy wiele orbit eliptycznych bardzo spłaszczonych.

Podoba się? Tak Nie
Podobne teksty:

Czas czytania: 11 minut