>> 우리 은하의 구조

4.2. 은하의 움직임과 충돌

은하의 다양한 모양은 최소 다양성 원칙의 표현으로 볼 수 있습니다. 그것은 우주의 특정 구성 요소의 형성과 진화를 위한 조건의 가변성을 증언합니다.

4.2.1. 우리 은하의 구조

우리 은하(은하수)는 4개의 소용돌이 모양의 팔과 중앙의 팽대부를 가진 나선 원반입니다. 디스크의 두께는 약 500sv입니다. 년 (이러한 시간 간격 동안 빛이 교차합니다). 팔의 반경은 약 50,000 sv입니다. 연령. 우리은하의 중심 팽대부의 지름은 3,000sv입니다. 약 200개의 구상성단으로 이루어진 무리(때로는 후광이라는 용어가 사용됨)로 둘러싸여 있습니다.

우리은하를 따라 밤에 볼 수 있는 검은 줄무늬(그리고 다른 은하의 사진에서)는 은하의 성간 공간이 가시광선을 흡수하지만 전파와 적외선에는 투명한 거대한 가스와 먼지 구름으로 가득 차 있음을 나타냅니다. 방사능. 우리 은하의 4개 팔 구조가 확립되었고 태양이 25,000sv의 거리에 있다는 것은 전파 천문학 데이터와 적외선 범위의 위성 관측에 기초했습니다. 중앙 부분에서 년. 태양은 약 2억 년 동안 은하의 중심을 한 바퀴 돌며, 존재하는 동안 은하의 중심을 약 25번 돌았습니다. 우리는 비유적으로 태양이 25은하년이라고 말할 수 있습니다!

개별 별의 회전 속도는 스펙트럼 선의 이동(도플러 효과에 의해)에 의해 결정됩니다. 우리 은하의 질량은 약 1000억 태양 질량입니다. 이것은 크기 순으로 보이는 별과 가스 및 먼지 구름의 질량에 해당합니다. 동시에 우리은하 주변에 위치한 별과 은하 후광의 구상성단의 속도를 측정한 결과 은하의 총 질량 추정치와 일치하지 않는 속도로 중심 주위를 움직인다는 것이 밝혀졌다. 우리 은하의 보이는 물질. 사용된 관측 방법에서 숨겨진 암흑 물질이 있다고 가정하는 경우에만 불일치가 제거됩니다. 더욱이, 보이지 않는 물질의 질량은 현대 천문학 방법에 의해 결정되는 질량보다 훨씬 더 큰 규모입니다. 중력 상호작용에서만 나타나는 암흑물질의 물리적 성질은 현재 논의 중이다.

우리 은하의 중심에서 극도로 높은 에너지 방출을 가진 소스가 기록되었습니다. 비교적 가지고 작은 크기(태양계 크기 순으로) 질량은 태양보다 100만 배 더 크고 광역에서 1억 배 더 강렬하게 빛난다. 그러한 근원의 특성에 대한 첫 번째 가설은 "젊은" 별에서 폭발적인 별 형성과 관련이 있습니다. 현재 가장 가능성이 높은 원인은 은하수의 "심장"에 형성된 블랙홀입니다.

개념 현대 자연 과학... Starodubtsev V.A., 2nd ed., Add. - 톰스크 .: Vol. 공예 학교. un-t, 2002 .-- 184 p.

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우주의 탄생

2장. 은하의 구조. 은하의 종류

작은 우주가 거대해지고 모든 것이 균질해졌습니다. 그러나 은하계는 어떻습니까? 우주가 기하급수적으로 팽창하는 과정에서 항상 존재하던 작은 양자 요동이 거대한 크기로 늘어나 은하계로 변했다는 것이 밝혀졌다. 인플레이션 이론에 따르면, 은하는 양자 변동의 결과입니다. 증폭 및 동결된 양자 잡음.

FIAN 직원 Vyacheslav Fedorovich Mukhanov와 Gennady Vasilievich Chibisov는 1979년에 제안된 모델을 기반으로 한 작업에서 이 놀라운 가능성을 처음으로 지적했습니다. Aleksey Aleksandrovich Starobinsky, 과학 아카데미 통신 회원. 이 모델은 사실 인플레이션 우주론의 첫 번째 버전이었습니다.

태양을 둘러싼 별과 태양 자체는 은하라고 불리는 거대한 별과 성운 무리의 작은 부분을 구성합니다. 은하는 다소 복잡한 구조를 가지고 있습니다. 은하계에 있는 별의 상당 부분은 지름이 약 10만이고 두께가 약 1500광년인 거대한 원반에 있습니다. 이 디스크에는 천억 개 이상의 별이 들어 있습니다. 다른 유형... 우리 태양은 적도면 근처의 은하 주변에 위치한 그러한 별 중 하나입니다.

은하계 내의 별과 성운은 다소 복잡한 방식으로 움직입니다. 적도면에 수직인 축을 중심으로 은하가 회전하는 데 참여합니다. 은하의 다른 부분은 서로 다른 회전 주기를 가지고 있습니다.

별은 서로 멀리 떨어져 있으며 실제로 서로 격리되어 있습니다. 각각의 움직임은 은하계의 모든 별이 만든 중력장에 의해 결정되지만 실제로 충돌하지 않습니다.

천문학자들은 지난 수십 년 동안 우리와 유사한 다른 항성계를 연구해 왔습니다. 이것은 천문학에서 매우 중요한 연구입니다. 이 기간 동안 은하 외 천문학은 놀라운 발전을 이루었습니다.

은하계에 있는 별의 수는 약 1조 개에 이른다. 그들 중 가장 많은 수는 질량이 태양 질량의 약 10배인 왜성입니다. 은하는 이중 및 다중 별뿐만 아니라 중력에 의해 묶여 있고 하나의 전체로 우주에서 움직이는 별 무리인 성단을 포함합니다. 황소자리에는 플레이아데스와 같은 산개성단이 있습니다. 이러한 혼잡은 모양이 불규칙합니다. 현재 그 중 1000개 이상이 알려져 있습니다.

구상성단이 관찰된다. 산개 성단에는 수백 또는 수천 개의 별이 포함되어 있는 반면 구상 성단에는 수십만 개의 별이 포함되어 있습니다. 중력은 수십억 년 동안 그러한 성단에 별을 유지해 왔습니다.

다양한 별자리에서 주로 가스와 먼지로 구성된 안개가 발견됩니다. 이들은 성운입니다. 그것들은 모양이 불규칙하고 덩어리져(확산되고 규칙적) 모양이 행성과 비슷합니다(행성).

또한 게 성운과 같은 광확산 성운도 있는데, 이 성운은 특이한 투각 가스 필라멘트 네트워크로 인해 명명되었습니다. 이것은 광학 복사뿐만 아니라 전파 방출, X선 및 감마 양자의 근원입니다. 게 성운의 중심에는 충동의 근원이 있습니다. 전자기 방사선- 전파 방출의 맥동과 함께 밝기의 광학 맥동 및 X선 복사의 맥동이 처음 발견된 펄서. 강력한 교류 자기장을 가진 펄서는 전자를 가속하고 성운이 전자기 스펙트럼의 다른 부분에서 빛나게 합니다.

은하계의 공간은 희박한 성간 가스와 성간 먼지로 도처에 채워져 있습니다. 성간 공간에는 중력 및 자기와 같은 다른 필드도 있습니다. 우주선은 전하를 띤 입자의 흐름인 성간 공간을 관통하여 자기장에서 이동할 때 빛의 속도에 가까운 속도로 가속되어 엄청난 에너지를 얻습니다.

은하는 중심에 핵이 있고 대부분 가장 뜨겁고 가장 밝은 별과 거대한 가스 구름을 포함하는 거대한 나선팔이 있는 원반으로 생각할 수 있습니다. 나선 팔이 있는 원반은 은하계의 평평한 하위 시스템의 기초를 형성합니다. 그리고 은하 중심을 향해 집중하고 디스크를 부분적으로만 관통하는 물체는 구형 하위 시스템에 속합니다. 은하 자체는 중심 지역을 중심으로 회전합니다. 별의 극히 일부만이 은하의 중심에 집중되어 있습니다. 태양은 은하의 중심에서 별의 선속도가 최대가 되는 거리에 위치한다. 태양과 그에 가장 가까운 별들은 은하 중심 주위를 250km/s의 속도로 움직이며 약 2억 9천만 년 만에 완전한 공전을 일으키고 있다.

에 의해 외관은하는 일반적으로 타원, 나선 및 불규칙의 세 가지 유형으로 나뉩니다.타원은하의 공간적 모양은 압축 정도가 다른 타원체입니다. 그 중에는 거인과 난쟁이가 있습니다. 연구된 모든 은하의 거의 4분의 1이 타원형입니다. 이들은 구조적으로 가장 단순한 은하입니다. 별의 분포는 중심에서 균일하게 감소하고 먼지와 가스가 거의 없습니다. 가장 밝은 별은 적색 거성입니다.

나선 은하는 가장 많은 종입니다. 여기에는 우리 은하와 약 250만 광년 떨어져 있는 안드로메다 성운이 포함됩니다.

불규칙 은하는 중심핵이 없으며 구조에서 규칙성이 아직 발견되지 않았습니다. 이들은 우리 은하의 위성인 대마젤란운과 소마젤란운입니다. 그들은 우리로부터 은하 지름의 1.5배 거리에 있습니다. 마젤란 구름은 질량과 크기가 우리 은하보다 훨씬 작습니다.

상호 작용하는 은하도 있습니다. 그들은 일반적으로 서로 작은 거리에 위치하며 때로는 서로를 관통하는 것처럼 발광 물질의 "다리"로 연결됩니다.

일부 은하는 가시광선을 능가하는 매우 강력한 전파를 방출합니다. 이들은 전파 은하입니다.

1963년. 별과 같은 전파 방출원인 퀘이사(Quasar)의 발견이 시작되었습니다. 이제 천 개 이상이 열렸습니다.

과학으로서의 천문학

은하계는 1920년대부터 우주론적 연구의 대상이 되어 왔으며, 그 때 그 실체는 확실하게 확립되었고 성운이 아닌 것으로 밝혀졌습니다. 우리 근처의 가스와 먼지 구름이 아닙니다 ...

천문 지도

우리 수도 20대에 은하계는 우주론적 진보의 대상이 되었다. 자연은 희망적으로 형성되고 진화했지만 가스와 톱에 눈살을 찌푸리지 않도록 우리 가까이에 진화했지만 .. .

은하계

우리 은하는 단순히 은하라고 불립니다. 중간 크기로 약 150개 정도? 은하수(우리 은하의 평면을 표시하는 하늘의 별 띠의 고대 이름)를 포함한 2,000억 개의 별 ...

별과 그들의 진화

별은 여러 분광 등급으로 분류됩니다. 현대 시스템하버드 천문대에서 개발되었으며 알파벳 순서로 나열되어 있습니다. 가장 뜨거운 별은 A 등급에 있고 B, C, D 등급 등이 그 뒤를 잇습니다.

은하수

대부분의 천체는 다양한 회전 시스템으로 결합됩니다. 따라서 달은 지구 주위를 돌고 거대한 행성의 위성은 몸이 풍부한 자체 시스템을 형성합니다. 이상 높은 레벨...

우주 관측소의 방사선 차폐 설계 검토

보호 영역의 모양과 크기, 배치 및 필요한 자연 진동 주파수를 보장하는 방사선 차폐물의 주요 요소는 지지 구조입니다...

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SVS-2의 주요 테스트 유형은 흡기의 스로틀링 특성(~70%)을 결정하는 것입니다. 또 다른 유형(~ 20%)은 유동장의 결정과 함께 동체 기수 주변의 유동 패턴의 광학 및 기타 방법에 의한 연구입니다 ...

Vsesvita 하이킹

Zirki의 Navkolishni Sonce와 Same Sonce는 은하라고 부르는 거대한 별과 성운 컬렉션의 일부를 저장할 것입니다. 접을 수 있는 구조에 도달할 수 있는 은하계...

우리 은하의 크기와 구조

은하계의 별들의 자전 역시 뉴턴의 법칙을 따르지 않는다. 이 설명할 수 없는 사실은 암흑 물질의 개념과 관련된 새로운 놀라운 발견으로 이어졌습니다. 우리의 태양은 궁수자리와 페르세우스의 나선형 팔 사이에 있습니다 ...

우주의 탄생

작은 우주가 거대해지고 모든 것이 균질해졌습니다. 그러나 은하계는 어떻습니까? 우주의 기하 급수적 인 팽창 과정에서 항상 존재하는 작은 양자 변동 ...

은하는 렌즈 모양의 부피에 있는 별 무리입니다. 대부분의 별은 이 부피의 대칭면(은하면)에 집중되어 있고, 더 작은 부분은 구형 부피(은하핵)에 집중되어 있습니다.

블랙홀

A) 초대질량 블랙홀 현대 개념에 따르면, 거대하게 자란 블랙홀은 대부분의 은하의 핵을 형성합니다. 그 중에는 우리 은하의 중심에 있는 거대한 블랙홀인 궁수자리 A * ...

주제:"우리 은하수"

완료: 학생 11 "A" 클래스

드라구노바 스베틀라나

확인자: 물리학 교사

미술. 만족

소개 .. 3

갤럭시 오픈 .. 5

은하의 구조와 회전 .. 9

클러스터 .. 14

성간 물질과 안개 .. 16

가스 먼지 NIDES .. 17

성간 가스 .. 20

성간 먼지 .. 21

안개 .. 22

결론 .. 26

참조 .. 27

소개

천문학은 천체와 그 시스템의 운동, 구조, 기원 및 발달을 연구하는 우주의 과학입니다. 세계의 다른 모든 것과 마찬가지로 천문학은 다른 어떤 과학보다 훨씬 더 긴 역사를 가지고 있습니다.

우리 주변의 우주를 알게 되면서 새로운 지식의 영역이 생겨났습니다. 별도의 연구 영역이 탄생하여 점차 독립적인 과학 분야로 발전했습니다. 물론 그들 모두는 천문학의 공통된 이해관계로 뭉쳐져 있었지만, 천문학 내에서 상대적으로 좁은 전문 분야가 점점 더 느껴졌다.

이 작업은 항성 천문학의 주요 부분 중 하나인 우리 은하에 대한 것입니다.

행성 지구는 태양계에 속하며, 태양과 위성이 있는 9개의 행성, 수천 개의 소행성, 혜성, 무수한 먼지 입자로 구성되며 이 모든 것이 태양을 중심으로 회전합니다. 태양계의 지름은 약 1km입니다.

태양과 태양계는 은하수라고 불리는 은하의 거대한 나선팔 중 하나에 있습니다. 우리 은하는 1000억 개 이상의 별, 성간 가스 및 먼지를 포함하고 있으며 모두 그 중심을 회전합니다. 은하의 지름은 대략 광년(10억 킬로미터)입니다.

맑을 때 어두운 밤우리는 우주의 끝없는 창공을 들여다보고 별이 빛나는 하늘을 가로 지르는 넓고 희끄무레 한 스트립이 우리의 시선에 나타납니다. 하늘을 관찰하던 고대 그리스인들은 이 띠를 엎질러진 우유와 비교하여 "은하수"라고 불렀는데, 이는 유백색, 유백색을 의미합니다. 이 이름은 "은하"(은하수)라는 용어의 기초를 형성했습니다. 은하수는 천정을 가로질러 하늘을 양분하는 가을 밤에 특히 볼 수 있습니다. 그것은 지구의 양쪽 반구의 창공에서 볼 수 있으며 창공을 원으로 둘러싸고 있지만 물론 지구에서 한 눈에는이 고리의 절반 만 볼 수 있습니다. 나머지는 수평선 아래에 숨겨져 있습니다. 우리은하의 스트립은 별자리를 통과합니다: Auriga, Perseus, Cassiopeia, Lizard, Cepheus, Cygnus, Chanterelles, Arrows, Eagle, Shield, Serpent, Ophiuchus, Sagittarius, Scorpio, Altar, Corona, Wolf, South Triangle, Centaurus, Circuleus Southern Cross, 용골, 돛, 나침반의 선미, 큰 개, 유니콘, 작은 개, 오리온, 쌍둥이 자리 및 황소 자리. 보시다시피, 이 원에는 은하수 스트립이 상당히 넓기 때문에 황도대보다 훨씬 더 많은 별자리가 포함되어 있습니다. 가장 넓은 것은 궁수자리에 있는 은하수이며, 9월 한밤중 하늘의 그림을 보면 알 수 있습니다(왼쪽 그림 참조). 은하의 중심이 위치한 곳은 궁수자리입니다(오른쪽 그림 참조). 망원경으로 은하수를 보면 희미한 별들이 많이 모여 있어 육안으로 보기에는 하나의 전체가 되는 것이 분명해집니다. 광대한 우주에 있는 은하수는 무엇입니까?

은하의 발견

3성 천문학, 즉 항성계의 구조를 연구하는 천문학의 한 분야는 불과 200년 전인 비교적 최근에 생겨났습니다. 이전에는 우주를 연구하는 광학적 수단이 여전히 극도로 불완전했기 때문에 일어날 수 없었습니다. 사실, 때로는 독창적 인 별 세계의 구조에 대해 다양한 추측이 표현되었습니다. 따라서 고대 그리스 철학자 데모크리토스(기원전 460-370년)는 은하수를 희미한 별들의 집합체로 여겼습니다. 18세기 독일의 과학자. 요한 램버트(Johann Lambert, 1728-1777)는 항성계가 계단식 계층 구조를 가지고 있다고 믿었습니다. 작은 별 시스템은 유명한 장난감 "중첩 인형"과 같이 더 큰 별을 형성하고, 차례로 더 큰 시스템 등을 형성합니다. 그리고 Lambert에 따르면이 "시스템의 사다리"는 끝이 없습니다. 즉, 그러한 "구조적"우주는 무한합니다. 그러나 슬프게도 그러한 모든 생각은 사실에 의해 뒷받침되지 않았으며 과학으로서의 항성 천문학은 항성 우주의 위대한 관찰자이자 탐험가인 William Herschel(1738-1822)의 연구에서만 탄생했습니다.

긴 생애 동안 그는 지름 122cm, 초점 거리 12m의 거대한 거울을 포함하여 약 430개의 망원경용 망원경을 연마했습니다. 지식. 별이 빛나는 세계의 깊숙한 곳으로 들어갈 수 있었습니다.

서기 683년으로 거슬러 올라갑니다. NS. 중국 천문학자 Yi Xin은 28개 별의 좌표를 측정하여 고대의 정의와 비교하여 별의 변화를 관찰했습니다. 이로 인해 그는 우주에서 별의 고유 운동에 대해 추측하게 되었습니다. 1718년에 Edmund Halley는 Sirius, Aldebaran 및 Arcturus의 관찰에 기초하여 이 가설을 확인했습니다. 18세기 말까지. 13개의 별의 고유 운동이 알려지게 되었습니다. 그러나 매우 열악한 데이터에도 불구하고 Herschel은 우주에서 태양의 움직임을 감지할 수 있었습니다.

Herschel 방법 이면의 아이디어는 간단합니다. 울창한 숲 속을 걷다 보면 앞의 나무들은 갈라지고 뒤로는 수렴하는 것 같다. 그래서 그것은 하늘에 있습니다-태양이 함께 날아가는 그 부분에 태양계(별자리 헤라클레스), 별은 정점의 측면으로 "흩어지는" 것처럼 보일 것입니다. 즉, 하늘에서 태양의 속도 벡터가 향하는 지점입니다. 반대로, 하늘의 반대 지점(antiapex)에서 별이 수렴하는 것처럼 보여야 합니다. 이러한 효과는 Herschel에 의해 확인되었지만 데이터의 부족으로 인해 그는 태양 운동의 속도를 부정확하게 결정했습니다.

Herschel은 많은 쌍성, 삼중 및 일반적으로 다중 별을 발견하고 구성 요소의 움직임을 발견했습니다. 이것은 여러 별이 만유인력의 법칙을 따르는 물리적 시스템이라는 것을 증명했습니다. 하지만 주요 장점 William Herschel은 항성 세계의 일반적인 구조에 대한 연구로 구성되어 있습니다.

작업은 어려웠습니다. 그 당시(20세기 말), 별까지의 거리는 알려지지 않았습니다. 따라서 여러 단순화 가정을 도입할 필요가 있었습니다. 따라서 Herschel은 모든 별이 공간에 고르게 분포되어 있다고 제안했습니다. 별의 응결이 관찰되는 같은 장소에서 항성계는 그 방향으로 큰 범위를 갖는다. 나는 또한 모든 별이 같은 양의 빛을 방출하고 겉보기 등급은 거리에만 의존한다고 가정해야 했습니다. 그리고 마지막으로 Herschel은 세계 공간이 절대적으로 투명하다고 생각했습니다. 우리가 지금 알고 있는 것처럼 이 세 가지 가정은 모두 잘못된 것이지만 Herschel의 시대에는 이보다 더 좋은 것은 없었습니다. 별이 빛나는 하늘에서 Herschel은 1083개의 영역을 식별하고 각 영역에서 주어진 등급의 별 수를 세었습니다. 가장 밝은 별이 지구에 가장 가깝다고 가정하고 Herschel은 지구로부터의 거리를 하나의 단위로 취하여 이러한 상대적 척도에서 우리의 스타 시스템... 동시에 Herschel은 자신의 망원경이 은하계에서 가장 멀리 떨어진 별을 볼 수 있게 해준다고 믿었습니다.

Herschel에 따르면 은하의 구조 계획은 물론 현실과 거리가 멀었습니다. 은하의 지름은 5800 sv인 것으로 밝혀졌다. 년이고 두께는 11OO St. 년이며 태양계는 은하 중심 근처에 있습니다. 이 작업에서 우리 항성계의 실제 크기가 최소 15배 감소하고 태양의 위치가 잘못 추정되었지만 Herschel의 발견의 중요성을 과소평가해서는 안 됩니다. 무한한 공간에서 별의 균일 한 분포에 대해 당시 유행했던 견해를 반박하면서 항성 우주의 구조를 실험적으로 처음으로 증명한 사람은 바로 그 사람이었습니다.

다음으로 은하 연구에 대한 매우 중요한 기여는 러시아 과학자들에 의해 이루어졌습니다. Dorpat (Tartu) 대학 Vasily Yakovlevich Struve의 제자는 1837년에 별까지의 거리를 측정한 최초의 천문학자였습니다. 그의 측정에 따르면 Vega까지의 거리는 26sv입니다. 년, 이것은 현대 결과에 매우 가깝습니다. 1838년 스트루브에서 독립. F. Bessel(1784-1846)은 1839년에 백조자리 61별(11.1광년)까지의 거리를 측정한 다음 T Henderson(1798-1844)까지의 거리를 측정했습니다. 우리에게 가장 가까운 별인 Alpha Centauri(4.3광년)를 찾을 수 있었습니다. 나중에 H. Peters(1806-1880)가 풀코보 천문대에서 여러 별까지의 거리를 측정했습니다.

당시 그들이 썼듯이 "우주의 깊숙한 곳으로 던져진 제비는 바닥에 닿았다." 항성 거리의 규모가 알려졌습니다. 더 높은 수준의 지식에서 Herschel의 작업을 계속할 필요가 있었습니다. 이것이 내가 한 일이다.

Herschel의 망원경에서 볼 수 있는 별의 수와 실제로 본 별의 수를 이론적으로 계산한 V. I Struve는 근본적인 발견에 도달했습니다. 성간 공간은 별빛을 흡수하는 물질로 가득 차 있습니다. 이 성간 흡수를 고려하지 않고 은하의 구조를 설명하는 것은 불가능합니다. 덧붙여서, Struve가 계산한 빛 흡수량에 대한 Struve의 추정치는 현대의 추정치에 가깝습니다.

Herschel과 달리 Struve는 별의 광도가 동일하다고 생각하지 않았습니다. 그러나 알려진 거리에 있는 별은 여전히 매우 적기 때문에 Struve는 별의 광도를 대략적으로만 고려할 수 있었습니다.

1847년에는 일반화 작업인 "Studies of Stellar Astronomy"가 출판되었습니다. 그것에서 저자는 은하수면에 별이 응축되는 것이 실제 현상이며 따라서 은하계는 평평한 원반 모양이어야한다는 결론에 도달합니다. Struve의 연구에 따르면, 태양은 은하의 중심이 아니라 상당한 거리에 있습니다. 은하의 크기(빛의 흡수를 고려한)는 Herschel이 믿었던 것보다 더 큰 것으로 밝혀졌습니다. 우리 항성계의 경계는 소리를 낼 수 없는 것으로 판명되었으므로 V. Struve는 은하계의 매개변수를 전체적으로 추정할 수 없었습니다.

지난 세기 중반에 일부 천문학자들은 은하의 중심에 거대한 "중심 태양"이 있으며 모든 별이 중력에 의해 움직이게 한다고 가정했습니다. 카잔 대학교(1821-1884)의 한 교수는 "중심 태양"의 존재가 전혀 필요하지 않으며, 은하의 별들은 역동적인 중심, 즉 기하학적인 점을 중심으로 움직일 수 있음을 증명했습니다. 전체 항성계의 중력 은하의 중심 방향.

1927년 네덜란드의 천문학자 얀 오르트(Jan Oort)는 마침내 은하계의 모든 별들이 그 중심 주위를 돈다는 것을 증명했습니다. 이 경우 은하 전체가 다음과 같이 회전하지 않습니다. 단단한... 은하의 내부 영역(대략 태양에 가깝다)에서 별의 각속도는 거의 동일하다. 그러나 은하의 가장자리로 갈수록 점차 감소하지만 케플러의 제3법칙에 따른 것보다 약간 더 천천히 감소합니다. 태양의 공전 속도는 250km/s이며, 태양은 약 2억년 만에 은하의 중심을 한 바퀴 도는 완전한 공전을 완성한다.

1934 년에만 우리 항성 시스템의 다음 매개 변수가 자신있게 결정되었습니다. 태양에서 중심까지의 거리 - st. 연령; 성 은하의 지름 연령; St.의 은하 "디스크"의 두께 연령; 질량 1650억 태양 질량.

은하의 구조와 회전

별이 빛나는 하늘에서 가장 주목할만한 물체 중 하나는 은하수... 고대 그리스는 그를 불렀다. 은하계, 즉. 밀크 서클... 갈릴레오의 첫 번째 망원경 관측에서도 우리은하가 아주 멀리 떨어져 있고 희미한 별들의 무리임을 보여주었습니다.

은하수의 남쪽 부분. 20세기 초, 우주에서 보이는 거의 모든 물질이 수 킬로파섹에서 수십 킬로파섹(1킬로파섹 = 1000파섹 ~ 3 ∙ 103 빛 년 ~ 3 ∙ 1019m). 태양은 주변의 별들과 함께 항상 대문자로 표시되는 나선 은하의 일부이기도 합니다: 은하. 태양계의 대상인 태양에 대해 이야기할 때도 대문자로 씁니다.

현대 데이터에 따른 은하 구조의 일반적인 계획은 그림 1에 나와 있습니다.

쌀. 1. 은하의 구조

은하계에는 디스크, 후광 및 코로나의 세 가지 주요 부분이 있습니다. 디스크의 중심이 두꺼워지는 것을 돌출이라고 합니다. 별들은 원반에 집중되어 은하수 현상을 일으킵니다. 또한 수많은 먼지와 가스 구름이 있습니다. 디스크의 직경은 St.에 가깝습니다. 년, 팽창의 가장 큰 직경과 가장 작은 직경은 각각 kisv에 가깝습니다. 연령.

후광은 가장 큰 직경이 디스크의 직경을 약간 초과하는 모양이 약간 납작한 타원체와 비슷합니다. 우리 항성계의 이 부분에는 주로 늙고 희미한 별들이 살고 있으며 그곳에는 가스와 먼지가 거의 없습니다. 후광과 원반의 질량은 거의 같습니다. 은하의 이 두 부분은 직경이 디스크 직경의 5-10배인 거대한 구형 코로나에 잠겨 있습니다. 코로나가 아직 보이지 않는 물질("숨겨진 덩어리")의 형태로 은하의 주요 질량을 포함하고 있을 가능성이 있습니다. 일부 추정에 따르면 이 "잠재질량"은 은하의 모든 일반 별 질량의 약 10배이며, 원반과 후광에 집중되어 있습니다.

우리 은하계에서 태양의 위치는 이 시스템을 전체적으로 연구하기에는 다소 불행한 일입니다. 우리는 항성 디스크의 평면 근처에 위치하고 있으며 지구에서 은하계의 구조를 밝히기가 어렵습니다. 또한, 태양이 위치한 지역에는 빛을 흡수하고 항성 원반을 가시광선 일부 방향, 특히 중심핵 방향에서 거의 불투명하게 만드는 성간 물질이 상당히 많습니다. 따라서 다른 은하에 대한 연구는 우리 은하의 본질을 이해하는 데 큰 역할을 합니다. 은하는 서로 특정한 관계에 있는 다양한 물체로 구성된 복잡한 항성계입니다. 은하의 질량은 태양질량 2000억(2 ∙ 1011)으로 추정되지만 관측 가능한 별은 20억(2 ∙ 109)에 불과합니다. 은하계의 별 분포에는 두 가지 뚜렷한 특징이 있습니다. 첫 번째는 은하계에 별이 매우 많이 집중되어 있다는 것이고, 다른 하나는 은하 중심에 집중적으로 집중되어 있다는 것입니다. 따라서 태양 근처의 디스크에 16 입방 파섹당 하나의 별이 있으면 은하의 중심에는 1 입방 파섹의 별이 있습니다. 은하계에서는 별의 농도가 증가하는 것 외에도 먼지와 가스의 농도가 증가하는 것이 관찰됩니다.

은하의 중심은 α = 17h 방향으로 궁수자리에 있습니다. 46.1분 δ = -28 ° 51 ". 은하는 원반, 후광 및 코로나로 구성되어 있습니다. 은하의 중심에서 가장 조밀한 영역을 코어라고 합니다. 코어에는 별이 집중되어 있습니다. 수천 개의 별이 있습니다. 우리가 은하 중심 근처에 있는 별 근처의 행성에 살았다면 하늘은 달과 비슷한 밝기의 수십 개의 별을 보게 될 것입니다. 블랙홀 은하 원반의 고리 영역(3-7 kpc)에는 성간 매질의 거의 모든 분자 물질, 즉 펄서, 초신성 잔해 및 적외선 소스의 수가 집중되어 있습니다. 가시광선은하의 중앙 영역은 강력한 흡수 물질 층에 의해 완전히 숨겨져 있습니다.

항성 디스크 위의 은하 후광 별을 도는 가상의 행성에서 본 은하수의 모습. 은하는 두 가지 주요 하위 시스템(두 구성 요소)을 포함하고 있으며, 하나는 다른 하위 시스템에 중첩되어 있고 서로 중력적으로 연결되어 있습니다. 첫 번째는 구형이라고합니다. 후광은 별이 은하 중심쪽으로 집중되어 있으며 은하 중심에서 높은 물질의 밀도는 거리에 따라 다소 빠르게 떨어집니다. 은하 중심에서 수천 광년 이내의 헤일로의 중심에서 가장 밀도가 높은 부분을 팽대부라고 합니다. 두 번째 하위 시스템은 거대한 항성 디스크입니다. 그것은 가장자리에 의해 접힌 두 개의 판처럼 보입니다. 디스크에 있는 별의 농도는 후광보다 훨씬 높습니다. 원반 안의 별들은 은하의 중심을 중심으로 원형 경로를 따라 움직입니다. 태양은 나선팔 사이의 별 원반에 있습니다. 은하 원반에 있는 별들은 I형 집단으로 명명되었고, 헤일로 별은 II형 집단으로 명명되었다. 은하의 평면 구성 요소인 원반에는 초기 분광형 O와 B의 별, 산개 성단의 별, 암흑 먼지 성운이 포함됩니다. 반대로 후광은 은하 진화의 초기 단계에서 발생한 물체, 즉 구상 성단의 별, 거문고와 같은 별으로 구성됩니다. 구형 구성 요소의 별과 비교하여 평평한 구성 요소의 별은 높은 함량의 무거운 원소로 구별됩니다. 구형 구성 요소의 인구는 120억 년 이상입니다. 일반적으로 은하계 자체의 나이로 오인됩니다. 후광에 비해 디스크가 눈에 띄게 빠르게 회전합니다. 디스크의 회전 속도는 중심에서 다른 거리에서 동일하지 않습니다. 원반의 질량은 1,500억 M으로 추정됩니다. 원반에는 나선팔(팔)이 있습니다. 젊은 별과 별 형성의 중심은 주로 팔을 따라 위치합니다. 디스크와 주변 후광은 크라운에 잠겨 있습니다. 현재 은하의 코로나 크기는 디스크 크기보다 10배 정도 큰 것으로 알려져 있다. 은하의 자전은 베로니카 코마자리에 있는 북극 방향에서 보면 시계 방향으로 일어난다. 회전 각속도는 중심으로부터의 거리에 따라 달라지며 중심으로부터의 거리에 따라 감소합니다.

태양은 은하의 중심을 약 220km/s의 속도로 움직이며 2억 2,000만 년 만에 중심을 완전히 공전한다. 태양은 존재하는 동안 은하 주위를 약 30번 돌았다. 헤일로 별은 가능한 모든 방향으로 빠르게 움직이므로 공간적으로 가까운 별의 속도 간의 평균 차이(속도 분산)는 초당 수백 킬로미터입니다. 디스크의 별은 훨씬 "차가운"시스템이지만 (속도 분산은 일반적으로 20-50km / s) 더 빠른 회전이 있습니다. 그러나 가장 낮은 동적 온도는 은하 원반에 있는 가스 구름 집합과 이러한 구름에서 형성되어 동일한 운동 특징을 유지하는 어린 별에 대한 것입니다. 관측된 대부분의 은하에서 속도 분산은 10km/s에 가까우며, 이는 중심 주위의 회전 속도보다 15~30배 더 빠릅니다.

한 가설에 따르면, 우리 은하의 발광 물질은 어두운 후광이라고 불리는 비발광 물질로 둘러싸여 있습니다. 회전에 대한 분석은 후광, 팽대부 및 원반 외에도 관측된 가스와 함께 은하에는 잠재 질량 또는 암흑 후광이라고 불리는 많은 비발광 물질 덩어리가 있음을 보여주었습니다. 숨겨진 질량을 고려한 은하의 질량은 약 2 ∙ 1012 태양 질량으로 추정됩니다. 한 가설에 따르면, 숨겨진 질량의 일부는 갈색 왜성, 별과 행성 사이의 중간 위치를 차지하는 천체, 밀도가 높고 차가운 분자 구름에 포함될 수 있습니다. 낮은 온도, 크기가 작고 일상적인 관찰이 불가능합니다. 잠재 질량은 또한 오래 진화하고 "소멸된" 별에서도 찾을 수 있습니다. 또 다른 가설에 따르면, 빈 공간(진공)은 물질의 총 밀도에 기여하는 속성을 가지고 있습니다. 또한 중성미자는 0이 아닌 정지 질량을 가지며 은하의 주변을 채우고 있다고 가정합니다. 잠재질량은 우리 은하에만 존재하는 것이 아닙니다. 그래서 80년대 중반에 국부은하군이 600km/s 이상의 속도로 거대한 슈퍼은하단을 향해 움직이고 있다는 것이 발견되었습니다. 이 속도는 관측된 은하의 중력 작용으로 설명하기에는 너무 빠릅니다. 은하 사이에 숨겨진 질량의 존재를 나타냅니다. 숨겨진 질량에 대한 또 다른 증거는 중력 렌즈 효과입니다. 은하계의 숨겨진 질량의 본질은 여전히 불분명합니다. 중력 렌즈 효과를 기반으로 천체 물리학자들을 위해 자연 자체가 거대한 전파 우주 망원경을 발명했습니다. 이 현상은 일반 상대성 이론에 근거하여 1930년대에 이론적으로 예측되었습니다.

중력 렌즈 효과... 먼 소스(예: 퀘이사)에서 우리에게로 오는 빛의 경로에 거대한 물체(예: 은하)가 있으면 중력장의 광선이 구부러지고 은하는 중력 렌즈. 특히 결과는 동일한 퀘이사의 다중(이중, 삼중 등) 이미지의 출현으로 구성될 수 있습니다. 최초의 중력 렌즈는 1979년에 발견되었습니다. 그것은 퀘이사 QSO 0957 + 561 A와 B였습니다. 이를 위해 두 이미지 사이의 거리는 6초입니다. 현재 알려진 중력 렌즈는 25개입니다. 구성 요소 사이의 최소 거리는 0.77"이고 최대는 7"입니다.

중력 렌즈로서의 은하단. 성단에 포함된 은하는 노란색으로 표시되고, 성단 뒤에 위치한 동일한 은하의 여러 이미지는 파란색으로 표시됩니다. 중력렌즈 사이에 형성 다양한 모양의, 그리고 가장 장관은 아인슈타인의 십자가와 고리입니다.

스타 클러스터

은하계의 모든 세 번째 별은 쌍성계로, 세 개 이상의 별이 있습니다. 더 복잡한 물체도 알려져 있습니다 - 성단.

열린 성단은 은하계 근처에서 발생합니다. 현재 1200개 이상의 산개성단이 알려져 있으며 그 중 500개가 자세히 연구되었으며 그 중 가장 유명한 것은 황소자리의 플레이아데스 성단과 히아데스 성단입니다. 은하계의 총 산개성단 수는 최대 10만 개에 이를 수 있습니다. 산개 성단은 수백 또는 수천 개의 별들로 구성됩니다. 그들의 질량은 작고(100–1000 M), 중력장은 작은 공간에서 오랫동안 그것들을 억제할 수 없으므로 수십억 년에 걸쳐 산개성단이 분해됩니다. 산개 성단에는 오래된 별보다 젊은 별이 더 많습니다. 성단의 모든 별은 공통된 움직임을 공유합니다. 20세기의 20년대에 Harlow Shapley는 산개성단을 연구하고 별을 분류했습니다. 7개의 산개성단에 대한 Hertzsprung-Russell 도표는 거의 모든 별이 주계열에 있음을 보여주었습니다. 열린 클러스터의 평균 크기는 2~20파섹입니다. 대부분의 산개 성단은 먼지와 성간 가스의 축적이 나선형 팔에 집중되어 있는 우리 은하의 원반에 있습니다.

플레이아데스 성단은 가스와 먼지 구름에서 동시에 형성된 많은 밝고 뜨거운 별을 포함합니다. 플레이아데스를 동반하는 푸른 안개는 별의 빛을 반사하는 흩어진 먼지입니다. 구상 성단은 상당한 수의 별과 명확한 구형으로 인해 항성 배경과 강하게 구별됩니다. 구상 성단의 직경은 20 ~ 100 pc이고 질량은 104-106 M입니다. 구상 성단의 전체 구는 별들로 조밀하게 채워져 있으며 그 농도는 중심으로 갈수록 증가합니다. 현재 150개 이상의 클러스터가 알려져 있습니다. 우리 은하계에는 수백 개 이하가 있다고 가정합니다. 쌍성은 구상 성단에서 드뭅니다. 일부 바이너리 시스템구상 성단에는 X선 방사선원이 있습니다. 구상 성단은 우리 은하에서 가장 오래된 형성물이며, 그 나이는 100억년에서 150억년이며 우주의 나이와 비슷합니다. 가난한 화학적 구성 요소그리고 그들이 은하에서 움직이는 길쭉한 궤도는 은하 자체가 형성되는 동안 구상 성단이 형성되었음을 나타냅니다. 구상성단을 구성하는 별들의 나이는 확고하므로 모든 무거운 별들은 긴 진화를 거쳐 중성자별이나 백색왜성이 되었다. 그 결과 새로운 별, X선 소스 및 펄서의 폭발이 구상 성단에서 관찰됩니다. 구상 성단에는 RR Lyrae 변수도 풍부합니다.

성간 물질과 성운

산개 성단 외에도 다른 유형의 젊은 별 그룹인 항성 연합이 잘 연구되었습니다. 그들은 20 세기의 20 대에 연구되기 시작했습니다. OB 연합은 길이가 15~300개이며 수십에서 수백 개의 뜨거운 청색 거성과 초거성을 포함합니다. 초기 분광형의 거성은 진화의 경로를 빠르게 통과하기 때문에 모든 별은 동시에 형성되었으며 나이가 적습니다. T-연관에는 아직 주계열에 도달하지 않았고 항성 진화의 초기 단계에 있는 변하기 쉬운 T 황소자리 별이 포함되어 있습니다. 그러한 협회에서, 떠오르는 무거운 별과 관련된 적외선 복사원이 발견되었습니다. 별들 사이의 공간은 희박한 물질, 방사선 및 자기장으로 채워져 있습니다. 성간 매질에서 온도가 5-50K인 거대한 저온 영역(분자 구름)과 온도가 106K인 매우 뜨거운 가스인 코로나 가스가 발견되었습니다.

수중 산호? 마법에 걸린 성? 우주뱀? 실제로 이 신비한 어두운 기둥은 뱀자리에 있는 M16 독수리 성운의 매우 빽빽한 가스와 먼지 구름입니다. 위대한 오리온 성운. 이것은 확산 성운입니다.

분자운 중 질량이 105~106M인 거대 분자운이 눈에 띈다. 이러한 구름의 온도는 5에서 30K입니다. 은하 원반에는 이러한 구름이 약 6,000개 있으며 모든 분자 가스의 90%가 포함되어 있습니다. 거대 분자 구름은 별 형성의 중심과 관련이 있습니다.

은하계의 가스와 먼지의 순환. 은하(특히 평평한 구성 요소)에도 많은 양의 성간 먼지가 포함되어 있습니다. 먼지 입자의 평균 반경은 마이크로미터의 분수입니다. 현재 먼지 알갱이는 흑연과 규산염 입자의 혼합물로 구성되어 있으며 껍질로 덮인 유기 분자그리고 얼음. 먼지의 총 질량은 은하 총 질량의 0.03%에 불과하고 총 광도는 별 광도의 30%이며 적외선 범위에서 은하의 방출을 완전히 결정합니다. 먼지 온도 15-25K.

가스 먼지 미스트

사실 우주는 거의 빈 공간입니다. 별은 그 중 아주 작은 부분만을 차지합니다. 그러나 가스는 매우 소량이기는 하지만 어디에나 존재합니다. 그것은 주로 가장 가벼운 화학 원소인 수소입니다. 태양에서 1-2광년 떨어진 성간 공간에서 일반 찻잔(부피 약 200cm3)을 "올리면" 약 20개의 수소 원자와 2개의 헬륨 원자가 포함됩니다. 같은 부피의 일반 대기에는 1022개의 산소와 질소 원자가 포함되어 있으며, 은하 내부의 별 사이 공간을 채우고 있는 모든 것을 성간 매질이라고 합니다. 그리고 성간 매질을 구성하는 주요 물질은 성간 가스입니다. 그것은 성간 먼지와 상당히 고르게 혼합되어 있으며 성간 자기장, 우주선 및 전자기 복사에 의해 투과됩니다.

별은 성간 가스로 형성되며, 진화의 후기 단계에서 성간 매질에 물질의 일부를 다시 내놓습니다. 일부 별은 죽을 때 초신성처럼 폭발하여 한때 형성되었던 수소의 상당 부분을 우주로 다시 던집니다. 그러나 그러한 폭발 중에 열핵 반응의 결과로 별 내부에 형성되는 많은 양의 무거운 원소가 방출된다는 것이 훨씬 더 중요합니다. 지구와 태양 모두 탄소, 산소, 철 등이 이러한 방식으로 농축된 가스로부터 성간 공간에서 응축되었습니다. 화학 원소... 이러한 주기의 법칙을 이해하려면 새로운 세대의 별이 성간 가스에서 어떻게 순차적으로 응축되는지 알아야 합니다. 별이 어떻게 형성되는지 이해하는 것은 성간 물질 연구의 중요한 목표입니다.

200년 전, 천문학자들은 행성, 별, 가끔 혜성 외에도 다른 물체가 하늘에서 관찰된다는 것이 분명해졌습니다. 이 물체는 흐릿한 모양 때문에 성운이라고 불렸습니다. 프랑스 천문학자 샤를 메시에(Charles Messier)는 혜성을 검색할 때 혼동을 피하기 위해 이 성운 천체의 목록을 작성해야 했습니다. 그의 목록에는 103개의 물체가 포함되어 있으며 1784년에 출판되었습니다. 이제 이러한 물체의 특성이 처음에 "성운"이라는 공통 그룹으로 결합되어 완전히 다른 것으로 알려져 있습니다. 영국의 천문학자 William Herschel()은 이 모든 천체를 관찰하면서 7년 동안 2,000개의 새로운 성운을 발견했습니다. 그는 또한 관찰의 관점에서 그에게 나머지 성운과 다르게 보이는 성운의 부류를 구별했습니다. 그는 그것들이 행성의 녹색 원반과 닮았기 때문에 그것들을 "행성 성운"이라고 불렀습니다. 따라서 우리는 성간 가스, 성간 먼지, 어두운 성운, 가벼운 성운(자체 발광 및 반사), 행성상 성운과 같은 대상을 고려할 것입니다.

팽창이 시작된 지 약 100만 년이 지난 후에도 우주는 여전히 가스와 방사선이 비교적 균일하게 혼합된 상태였습니다. 별도 은하도 없었다. 별은 자체 중력의 영향으로 가스 압축의 결과로 조금 후에 형성되었습니다. 이 과정을 중력 불안정성이라고 합니다. 별이 엄청난 중력으로 인해 붕괴될 때 별의 내부 층은 계속해서 수축합니다. 이 압축으로 인해 물질이 가열됩니다. 107K 이상의 온도에서 반응이 시작되어 무거운 원소가 형성됩니다. 태양계의 현대 화학 성분은 1세대 별에서 일어난 열핵 융합 반응의 결과입니다.

초신성 폭발 동안 방출된 물질이 성간 가스와 혼합되고 수축하여 다시 별을 형성하는 단계는 다른 모든 단계보다 가장 복잡하고 덜 이해됩니다. 첫째, 성간 가스 자체는 불균일하며, 덩어리지고 탁한 구조를 가지고 있습니다. 둘째, 엄청난 속도로 팽창하는 초신성 외피가 희박한 가스를 쓸어내고 압축하여 불균일성을 증가시킵니다. 셋째, 100년 후 초신성 잔해는 항성의 물질보다 길을 따라 갇힌 성간 가스를 더 많이 포함합니다. 또한 물질이 완벽하게 혼합되지 않습니다. 오른쪽 사진은 백조자리(NGC 6946)의 초신성 잔해를 보여줍니다. 섬유는 가스 껍질을 확장하여 형성되는 것으로 믿어집니다. 초속 수천 킬로미터의 속도로 팽창하는 잔해의 빛나는 가스에 의해 형성된 곱슬과 고리가 보입니다. 결국 우주 순환의 끝은 무엇인가라는 질문이 제기될 수 있습니다. 가스 매장량이 감소하고 있습니다. 결국, 가스의 대부분은 조용히 죽어 주변 공간으로 물질을 방출하지 않는 저질량 별에 남아 있습니다. 시간이 지남에 따라 그 매장량은 너무 많이 고갈되어 단 하나의 별도 형성할 수 없을 것입니다. 그때쯤이면 태양과 다른 오래된 별들은 사라질 것입니다. 우주는 점차 어둠 속으로 빠져들 것입니다. 그러나 우주의 궁극적인 운명은 다를 수 있습니다. 팽창은 점차적으로 멈추고 수축으로 대체됩니다. 수십억 년 후, 우주는 상상할 수 없을 정도로 높은 밀도로 다시 줄어들 것입니다.

성간 가스

성간 가스는 전체 성간 매질 질량의 약 99%와 우리 은하의 약 2%를 구성합니다. 가스 온도 범위는 4K에서 106K입니다. 성간 가스는 또한 넓은 범위(긴 전파에서 단단한 감마 복사까지)를 방출합니다. 성간 가스가 분자 상태(분자 구름)에 있는 영역이 있습니다. 이것은 성간 가스의 가장 밀도가 높고 차가운 부분입니다. 성간 가스가 중성 수소 원자로 구성된 영역과 뜨거운 별 주위의 발광 성운인 이온화된 수소 영역이 있습니다.

태양과 비교할 때 성간 가스는 특히 알루미늄, 칼슘, 티타늄, 철 및 니켈과 같은 무거운 원소를 눈에 띄게 적게 포함합니다. 성간 가스는 모든 유형의 은하에서 발견됩니다. 그것의 대부분은 불규칙(불규칙)에 있으며, 무엇보다도 타원은하에는 가장 적습니다. 우리 은하에서 최대 가스는 중심에서 5킬로파섹 거리에 집중되어 있습니다. 관측에 따르면 은하 중심 주위의 질서정연한 움직임 외에도 성간 구름도 혼돈의 속도를 가집니다. 3천만~1억년 후 구름은 다른 구름과 충돌합니다. 가스 - 먼지 복합체가 형성됩니다. 그 안에 있는 물질은 투과 방사선의 대부분이 깊은 곳으로 통과하는 것을 방지할 만큼 충분히 조밀합니다. 따라서 단지 내부의 성간 가스는 성간 구름보다 더 차갑습니다. 복잡한 프로세스중력 불안정성과 함께 분자의 변형은 자체 중력 덩어리 - 프로토 스타의 출현으로 이어집니다. 따라서 분자 구름은 빠르게(106년 이내에) 별이 되어야 합니다. 성간 가스는 별과 끊임없이 물질을 교환하고 있습니다. 현재 은하계에서 가스는 연간 약 5 태양 질량의 양으로 별에 전달되는 것으로 추정됩니다.

우리 시대에 활발한 별 형성 과정이 일어나고있는 별자리 Orion의 M 42 지역. 가스가 근처의 밝은 별에서 방출되는 뜨거운 복사에 의해 가열되면서 성운이 빛납니다.

인터스타 더스트

성간 공간에 흩어져 있는 작은 고체 입자는 성간 가스와 거의 균일하게 혼합됩니다. 우리가 위에서 이야기한 대형 가스-먼지 복합체의 크기는 수만 파섹에 이르며 그 질량은 약 105 태양 질량입니다. 그러나 작은 밀도의 가스와 먼지 형성도 있습니다. 0.05에서 수 pc 크기의 구상체와 태양의 질량인 0에 불과한 질량입니다. 성간 먼지 입자는 구형이 아니며 크기는 약 0.1-1 미크론입니다. 그들은 모래와 흑연으로 구성됩니다. 그들은 원시성 근처의 행성상 성운에서 후기 적색거성과 초거성의 껍질, 신성과 초신성의 껍질에서 형성됩니다. 내화 코어는 불순물이 포함된 얼음 껍질로 덮여 있으며, 이는 차례로 원자 수소 층으로 둘러싸여 있습니다. 성간 매질의 먼지 입자는 20km/s 이상의 속도로 서로 충돌하여 파편화되거나 그 반대의 경우 속도가 1km/s 미만이면 서로 달라붙습니다.

성간 매질에 있는 성간 먼지의 존재는 조사된 천체의 복사 특성에 영향을 미칩니다. 먼지 입자는 먼 별의 빛을 약화시키고 스펙트럼 구성과 편광을 변경합니다. 또한 먼지 입자는 별에서 오는 자외선을 흡수하여 더 낮은 에너지의 복사로 변환합니다. 먼지 입자는 일반적으로 전하를 띠며 성간 자기장과 상호 작용합니다. 결과적으로 우리는 협소하게 지향된(일관된) 매우 강력한 무선 방출 스트림을 봅니다. 그림은 물 분자를 보여줍니다. 이 분자의 전파 방출은 1.35cm의 파장에서 발생하며, 18cm의 파장에서 성간 하이드록실 OH 분자에서 매우 밝은 복사가 발생합니다.

안개

암흑 성운

성운은 성간 매체의 영역으로, 하늘의 일반적인 배경에 대해 복사 또는 흡수가 두드러집니다. 암흑 성운은 성간 가스와 먼지로 이루어진 조밀한(보통 분자) 구름으로, 먼지가 성간에서 빛을 흡수하기 때문에 불투명합니다. 때때로 어두운 성운은 은하수의 배경에 직접적으로 보입니다. 예를 들어 석탄 자루 성운과 수많은 소구체가 있습니다. 광학 범위에서 반투명한 부분에서는 섬유질 구조가 명확하게 보입니다. 섬유와 암흑 성운의 일반적인 신장은 자기장의 존재와 관련이 있으며, 이는 자기장 선을 가로질러 물질의 이동을 방해합니다.

밝은 성운

반사 성운은 별이 비추는 가스와 먼지 구름입니다. 그러한 성운의 예는 플레이아데스 성운입니다. 별빛은 성간 먼지에 의해 흩어집니다. 대부분의 반사 성운은 은하계 근처에 있습니다. 일부 반사 성운은 혜성과 비슷하며 혜성이라고 합니다. 그러한 성운의 머리에는 일반적으로 성운을 비추는 T Tauri 유형의 변광성이 있습니다. 드문 유형의 반사 성운은 1901년 페르세우스자리에서 노바가 발생한 후 관찰된 "빛의 메아리"입니다. 별의 밝은 섬광은 먼지를 비추었고 몇 년 동안 희미한 성운이 관찰되어 빛의 속도로 사방으로 퍼졌습니다. 위의 왼쪽 이미지는 밝은 성운으로 둘러싸인 별들이 있는 플레이아데스 성단을 보여줍니다. 성운 내부 또는 근처에 있는 별이 충분히 뜨겁다면 성운의 가스를 이온화합니다. 그런 다음 가스가 빛나기 시작하고 성운은 자체 발광 또는 복사에 의해 이온화된 성운이라고 합니다.

행성상 성운

19세기 중반에 이르러 이 성운이 독립된 등급의 천체에 속한다는 심각한 증거를 제시하는 것이 가능해졌습니다. 분광기가 나타났습니다. Joseph Fraunhofer는 태양이 날카로운 흡수선으로 점선을 이루는 연속 스펙트럼을 방출한다는 것을 발견했습니다. 행성의 스펙트럼에는 태양 스펙트럼의 많은 특징이 있음이 밝혀졌습니다. 별들은 또한 연속 스펙트럼을 보여주었지만, 각각의 별들은 고유한 흡수선 세트를 가지고 있었습니다. William Heggins()는 행성상 성운의 스펙트럼을 최초로 조사한 사람입니다. 그것은 용자리 NGC 6543에 있는 밝은 성운이었습니다. 그 전에는 Huggins가 1년 동안 별의 스펙트럼을 관찰했지만 NGC 6543의 스펙트럼은 완전히 예상치 못한 것이었습니다. 과학자는 단 하나의 밝은 선을 발견했습니다. 동시에 밝은 안드로메다 성운은 항성 스펙트럼의 연속 스펙트럼 특성을 보였다. 우리는 이제 안드로메다 성운이 실제로 은하이고 따라서 많은 별들로 구성되어 있다는 것을 압니다. 1865년에 같은 Heggins는 고해상도 분광기를 사용하여 이 "단일" 밝은 선이 세 개의 개별 선으로 구성되어 있음을 발견했습니다. 그 중 하나는 Hb 수소 발머 계열로 확인되었지만 다른 두 개는 더 길고 더 강한 파장으로 인식되지 않았습니다. 그들은 새로운 요소 인 성운에 기인했습니다. 1927년에만 이 원소가 산소 이온으로 확인되었습니다. 그리고 행성상 성운의 스펙트럼에 있는 선들은 여전히 성운이라고 불립니다.

행성상 성운은 성운의 핵심이라고 불리는 별과 그것을 대칭적으로 둘러싸고 있는 빛나는 가스 껍질(때로는 여러 개의 껍질)로 이루어진 시스템입니다. 행성상 성운의 외피의 질량은 약 0.1 태양 질량입니다. 행성상 성운의 외피는 뜨거운 가스의 내부 압력 작용에 따라 km/s의 속도로 주변 공간으로 확장됩니다. 껍질은 팽창할수록 얇아지고 빛이 약해지며 결국 보이지 않게 됩니다. 행성상 성운의 핵심은 성운의 일생 동안 상당한 변화를 겪는 초기 스펙트럼 유형의 뜨거운 별입니다. 그들의 온도는 일반적으로 수천입니다. K. 오래된 행성상 성운의 핵은 백색 왜성에 가깝지만 동시에 이러한 종류의 일반적인 물체보다 훨씬 밝고 뜨겁습니다. 코어 사이에는 쌍성도 있습니다. 행성상 성운의 형성은 대부분의 별의 진화 단계 중 하나입니다. 이 과정을 고려할 때 두 부분으로 나누는 것이 편리합니다. 1) 성운이 분출되는 순간부터 별의 에너지 소스가 기본적으로 고갈되는 단계; 2) 주계열성에서 성운의 분출까지 중심별의 진화. 성운이 분출된 후의 진화는 관측적으로나 이론적으로 상당히 잘 연구되었습니다. 초기 단계는 훨씬 덜 이해됩니다. 특히 적색 거성과 성운 분출 사이의 단계.

가장 낮은 광도의 중심 별은 일반적으로 가장 큰 성운으로 둘러싸여 있으므로 가장 오래된 성운입니다. 왼쪽 이미지는 Chanterelle 별자리에 있는 행성상 성운 Dumbbell M 27을 보여줍니다. 별의 진화 이론을 조금 생각해 봅시다. 주계열성에서 멀어질수록 별의 진화에서 가장 중요한 단계는 중심부의 수소가 완전히 연소된 후에 시작된다. 그런 다음 별의 중심 영역이 수축하기 시작하여 중력 에너지를 방출합니다. 이때 수소가 아직 연소되고 있는 영역이 바깥쪽으로 움직이기 시작한다. 대류가 발생합니다. 등온 헬륨 핵의 질량이 별 질량의 10-13%일 때 별에서 극적인 변화가 시작됩니다. 중앙 지역이 빠르게 수축하기 시작하고 별의 껍질이 확장됩니다. 별은 거인이되어 적색 거성의 가지를 따라 움직입니다. 코어가 수축하고 가열됩니다. 결국 헬륨이 연소되기 시작합니다. 일정 시간이 지나면 헬륨 매장량도 고갈됩니다. 그런 다음 별의 두 번째 "상승"이 적색 거성의 가지를 따라 시작됩니다. 탄소와 산소로 구성된 별의 핵은 빠르게 수축하고 있으며 외피는 거대한 비율로 팽창합니다. 이러한 별을 점근거성가지별이라고 합니다. 이 단계에서 별은 수소와 헬륨이라는 두 개의 층으로 된 연소 소스를 가지고 있으며 맥동하기 시작합니다.

나머지 진화 경로는 훨씬 덜 이해됩니다. 질량이 태양 질량의 8~10배 이상인 별의 경우 핵의 탄소가 결국 점화됩니다. 별은 초거성이 되고 "철봉"(니켈, 망간, 철)의 원소로 핵이 형성될 때까지 계속 진화합니다. 이 중심핵은 붕괴되어 중성자별을 형성할 가능성이 있으며 외피는 초신성 폭발의 형태로 분출된다. 행성상 성운은 태양 질량이 8-10배 미만인 별들로 구성되어 있음이 분명합니다. 두 가지 사실은 적색 거성이 행성상 성운의 조상임을 시사합니다. 첫째, 점근가지의 별들은 물리적으로 행성상 성운과 매우 유사하다. 적색거성의 확장된 희박 대기를 제거하면 질량과 크기면에서 적색거성의 핵은 행성상 성운의 중심별과 매우 유사하다. 둘째, 성운이 별에 의해 떨어져 나가면 중력장을 탈출하기에 충분한 최소 속도를 가져야 합니다. 계산에 따르면 이 속도는 적색 거성의 경우에만 행성상 성운의 팽창 속도(10-40km/s)와 비슷합니다. 이 경우 별의 질량은 태양 질량의 1로 추정되며 반지름은 태양(전형적인 적색 거성) 반경 100-200 이내입니다. 결론적으로 우리는 행성상 성운의 선조 역할에 대한 가장 가능성 있는 후보가 미라 세티(Mira Ceti)와 같은 변광성이라는 점에 주목합니다. 공생 별은 별과 성운 사이의 과도기 단계 중 하나를 나타낼 수 있습니다. 그리고 물론, FG Sge(오른쪽 상단 이미지)라는 개체를 무시할 수 없습니다. 따라서 질량이 태양 질량의 6~10배 미만인 대부분의 별은 결국 행성상 성운이 되며 이전 단계에서 원래 질량의 대부분을 잃습니다. 태양 질량의 0.4-1 질량을 가진 핵만 남아 백색 왜성이 된다. 질량 손실은 항성 자체뿐만 아니라 성간 매질과 미래 세대의 항성 상태에도 영향을 미칩니다.

결론

고대에는 분명히 생각할 수 없었던 항성계에 대한 연구는 상당히 높은 수준의 망원경 기술 개발에서 시작할 수 있습니다. 시작은 18세기와 19세기에 이루어졌습니다. Herschels와 Ross의 거대한 반사경. 이 세기 동안 별의 세계에서 지구의 위치가 이해되었습니다. 실제 매개변수가 있는 은하의 최종 발견은 1920년대 초에야 이루어졌습니다. 이 해부터 시작되고 폭발적인 성장망원경 공학의 발전과 전파 천문학의 탄생으로 촉진된 은하 외 천문학.

현재 관측 가능한 우주의 일부는 여러 별과 성단에서 수십만 은하의 구름에 이르는 물질계의 집합체로 나타납니다.

현대 항성 천문학의 주요 임무는 메타은하의 구조에 대한 세부 사항, 즉 항성 세계에 대한 우리의 연구에 사용할 수 있는 모든 것을 설명하는 것입니다. 퀘이사의 발견과 우주 깊숙한 곳으로 더 깊이 침투함에 따라 그 수의 감소는 아마도 메타은하의 "경계"가 우주의 가장 오래된 물체를 관찰하는 것에 가깝다는 것을 보여줍니다.

은하계에 대해 이미 알려진 사실은 엄청나게 다양한 항성계를 보여줍니다. 이 사실은 우리를 둘러싼 물질 세계의 무궁무진함을 거듭 확신합니다.

문학

1. , 천문학: 11학년 교육 기관을 위한 교과서. 3판. –M .: 교육, JSC "모스크바 교과서", 2001.

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5. 천문학의 발전: 중학교 8-10학년 학생들을 위한 책. –M .: 교육, 1988.

6. "Open Astronomy", LLC "PHYSICON"

7. 사이트의 자료 www.

8. 사이트의 자료 www.

9. 사이트의 자료 www.

10. 사이트의 자료 www. 천체 뉴스.

계획 :

1. 소개

2. 은하계의 발견

3. 커먼웰스 오브 스타

4. 스타 클러스터

5. 별 사이

6. 협회 및 하위 시스템

7. 로컬 시스템

8. 결론

소개

현대 천문학에서 다음 섹션은 명확하게 구분됩니다.

NS. 점성술- 천문학의 가장 오래된 분야로, 특정 시점에 하늘에서 천체의 위치를 연구합니다. 언제 어디서- 이것은 본질적으로 점성술이 대답하는 주요 질문입니다. 분명히 답을 얻으려면 신체의 위치가 결정되는 기준 좌표계를 알아야 하고 균일한 움직임을 사용하여 시간 간격을 측정할 수 있어야 합니다.

연습의 필요에 의해 탄생한 점성술은 여전히 천문학의 가장 "실용적인" 응용 분야입니다. 시간과 위치의 측정은 인간의 모든 일에 필요하기 때문에 직간접적으로 점성술이 적용되지 않는 상황을 지적하기 어렵다.

Ⅱ. 천체 역학 17 세기에만 발생했습니다. 천체의 운동을 지배하는 힘을 연구할 수 있게 되었을 때. 이 힘의 주역은 아시다시피 중력, 즉 중력, 즉 천체가 서로 끌어당기는 힘입니다. 중력의 성질은 아직 명확하지 않지만 중력의 작용에 따른 천체의 운동 이론과 중력과 회전에 의해 결정되는 천체의 평형도 이론이 매우 상세하게 발전되어 왔다. 이 두 이론 모두 천체 역학이 하는 주된 일을 구성합니다.

III.천체 역학과 거의 동시에, 천체 물리학- 천체의 물리적 성질을 연구하는 천문학의 한 분야. 그리고 이것은 망원경의 발명 덕분에 가능하게 되었습니다. 망원경은 먼 거리를 가깝게 만들고 하늘과 천체의 놀라운 세부 사항을 볼 수 있게 해주었습니다. 천체 물리학은 19세기에 스펙트럼 분석의 발견과 함께 특히 급속한 발전을 경험했습니다. 천체 물리학 지식의 급속한 성장, 우주 물리학 연구 수단의 전례 없는 급속한 확장은 우리 시대에도 계속되고 있습니다.

IV. 별의 천문학항성계의 구조와 발달을 연구한다. 이 섹션은 18세기와 19세기의 전환기에 발생했습니다. William과 John Herschel의 고전 작품에서. 항성 시스템에 대한 지식의 추가 단계는 항성 천문학이 천체 물리학 없이는 생각할 수 없다는 것을 보여주었습니다. 현대 천문학에서 점성술이 천체 역학에 점점 더 가까워지고 있는 것처럼 천체 물리학 연구 방법은 항성계 연구에서 점점 더 중요해지고 있습니다.

V. 특정 데이터, 위에 나열된 천문학 분야에서 채굴한 내용을 요약합니다. 우주론,천체의 기원과 발달을 연구하는 학문. 천체의 진화는 원칙적으로 인간이 존재하는 시간보다 비교할 수 없을 정도로 긴 기간 동안 일어나기 때문에 우주론적 문제의 해결은 매우 어려운 문제입니다. 사실, 그것은 점점 더 최근에 발견되고 있는 폭발과 같이 빠르게 움직이는 특정한 우주 과정에 의해 어느 정도 촉진됩니다. 그러나 그들의 진화적 의미를 추측하는 것이 항상 쉬운 것은 아닙니다.

Vi. 우주론전체, 세계 전체의 구조와 진화에 대한 가장 일반적인 질문을 다룹니다. 우주론자들은 물론 모든 면에서 무한하고 무궁무진한 세계의 제한된 부분만이 인간이 접근할 수 있다는 사실을 잊지 않고 우주 전체를 고려하려고 노력합니다. 따라서 전체 우주의 우주론적 "모델", 즉 "전체로서의 세계"의 이론적 계획은 필연적으로 과도한 단순화를 겪고 현실을 다소 반영합니다. 우주론은 항상 이상주의적 세계관과 물질주의적 세계관 사이의 이데올로기적 투쟁의 영역이었으며 여전히 남아 있습니다.

이 작업은 항성 천문학의 주요 부분 중 하나인 우리 은하에 대한 것입니다.

행성 지구는 태양계에 속하며 위성이 있는 태양과 9개의 행성, 수천 개의 소행성, 혜성, 무수한 먼지 입자로 구성되며 이 모든 것이 태양을 중심으로 회전합니다. 태양계의 지름은 약 13 10 9km입니다.

태양과 태양계는 은하수라고 불리는 은하의 거대한 나선팔 중 하나에 있습니다. 우리 은하는 1000억 개 이상의 별, 성간 가스 및 먼지를 포함하고 있으며 모두 그 중심을 회전합니다. 은하의 지름은 약 100,000광년(10억 킬로미터)입니다.

은하의 발견

3성 천문학, 즉. 항성계의 구조를 연구하는 천문학의 한 분야는 불과 2세기 전에 비교적 최근에 나타났습니다. 이전에는 우주를 연구하는 광학적 수단이 여전히 극도로 불완전했기 때문에 일어날 수 없었습니다. 사실, 때로는 독창적 인 별 세계의 구조에 대해 다양한 추측이 표현되었습니다. 따라서 고대 그리스 철학자 데모크리토스(기원전 460-370년)는 은하수를 희미한 별들의 집합체로 여겼습니다. 18세기 독일의 과학자. 요한 램버트(Johann Lambert, 1728-1777)는 항성계가 계단식 계층 구조를 가지고 있다고 믿었습니다. 작은 별 시스템은 유명한 장난감 "중첩 인형"과 같이 더 큰 별을 형성하고, 차례로 더 큰 시스템 등을 형성합니다. 그리고 Lambert에 따르면이 "시스템의 사다리"는 끝이 없습니다. 즉, 그러한 "구조적"우주는 무한합니다. 그러나 슬프게도 그러한 모든 생각은 사실에 의해 뒷받침되지 않았으며 과학으로서의 항성 천문학은 항성 우주의 위대한 관찰자이자 탐험가인 William Herschel(1738-1822)의 연구에서만 탄생했습니다.

서기 683년으로 거슬러 올라갑니다. 중국 천문학자 Yi Xin은 28개 별의 좌표를 측정하여 고대의 정의와 비교하여 별의 변화를 관찰했습니다. 이로 인해 그는 우주에서 별의 고유 운동에 대해 추측하게 되었습니다. 1718년에 Edmund Halley는 Sirius, Aldebaran 및 Arcturus의 관찰에 기초하여 이 가설을 확인했습니다. 18세기 말까지. 13개의 별의 고유 운동이 알려지게 되었습니다. 그러나 매우 열악한 데이터에도 불구하고 Herschel은 우주에서 태양의 움직임을 감지할 수 있었습니다.

Herschel 방법 이면의 아이디어는 간단합니다. 울창한 숲 속을 걷다 보면 앞의 나무들은 갈라지고 뒤로는 수렴하는 것 같다. 따라서 하늘에서 - 태양이 태양계(헤라클레스 별자리)와 함께 날아가는 부분에서 별은 정점에서 멀리 "흩어지는" 것처럼 보일 것입니다. . 반대로, 하늘의 반대 지점(antiapex)에서 별이 수렴하는 것처럼 보여야 합니다. 이러한 효과는 Herschel에 의해 확인되었지만 데이터의 부족으로 인해 그는 태양 운동의 속도를 부정확하게 결정했습니다.

Herschel은 많은 쌍성, 삼중 및 일반적으로 다중 별을 발견하고 구성 요소의 움직임을 발견했습니다. 이것은 여러 별이 만유인력의 법칙을 따르는 물리적 시스템이라는 것을 증명했습니다. 그러나 William Herschel의 주요 장점은 항성 세계의 일반적인 구조에 대한 그의 연구입니다.

작업은 어려웠습니다. 그 당시(20세기 말), 별까지의 거리는 알려지지 않았습니다. 따라서 여러 단순화 가정을 도입할 필요가 있었습니다. 따라서 Herschel은 모든 별이 공간에 고르게 분포되어 있다고 제안했습니다. 별의 응결이 관찰되는 같은 장소에서 항성계는 그 방향으로 큰 범위를 갖는다. 나는 또한 모든 별이 같은 양의 빛을 방출하고 겉보기 등급은 거리에만 의존한다고 가정해야 했습니다. 그리고 마지막으로 Herschel은 세계 공간이 절대적으로 투명하다고 생각했습니다. 우리가 지금 알고 있는 것처럼 이 세 가지 가정은 모두 잘못된 것이지만 Herschel의 시대에는 이보다 더 좋은 것은 없었습니다. 별이 빛나는 하늘에서 Herschel은 1083개의 영역을 식별하고 각 영역에서 주어진 등급의 별 수를 세었습니다. 가장 밝은 별이 지구에 가장 가깝다고 가정하고 Herschel은 지구로부터의 거리를 하나의 단위로 취했고 이러한 상대적인 척도로 우리의 별 시스템 다이어그램을 만들었습니다. 동시에 Herschel은 자신의 망원경이 은하계에서 가장 멀리 떨어진 별을 볼 수 있게 해준다고 믿었습니다.

소개

현대 천문학에서 다음 섹션은 명확하게 구분됩니다.

I. Astrometry는 천문학의 가장 오래된 분야로 특정 시점에서 천체의 위치를 연구합니다. 점성술이 대답하는 주요 질문은 본질적으로 언제 어디서 입니다. 분명히 답을 얻으려면 신체의 위치가 결정되는 기준 좌표계를 알아야 하고 균일한 움직임을 사용하여 시간 간격을 측정할 수 있어야 합니다.

Ⅱ. 천체 역학은 17세기에만 나타났습니다. 천체의 운동을 지배하는 힘을 연구할 수 있게 되었을 때. 이 힘의 주역은 아시다시피 중력, 즉 중력, 즉 천체가 서로 끌어당기는 힘입니다. 중력의 성질은 아직 명확하지 않지만 중력의 작용에 따른 천체의 운동 이론과 중력과 회전에 의해 결정되는 천체의 평형도 이론이 매우 상세하게 발전되어 왔다. 이 두 이론 모두 천체 역학이 하는 주된 일을 구성합니다.

III. 천체의 물리적 성질을 연구하는 천문학의 한 분야인 천체 물리학은 천체 역학과 거의 동시에 발전했습니다. 그리고 이것은 망원경의 발명 덕분에 가능하게 되었습니다. 망원경은 먼 거리를 가깝게 만들고 하늘과 천체의 놀라운 세부 사항을 볼 수 있게 해주었습니다. 천체 물리학은 19세기에 스펙트럼 분석의 발견과 함께 특히 급속한 발전을 경험했습니다. 천체 물리학 지식의 급속한 성장, 우주 물리학 연구 수단의 전례 없는 급속한 확장은 우리 시대에도 계속되고 있습니다.

IV. 항성 천문학은 항성계의 구조와 발달을 연구합니다. 이 섹션은 18세기와 19세기의 전환기에 발생했습니다. William과 John Herschel의 고전 작품에서. 항성 시스템에 대한 지식의 추가 단계는 항성 천문학이 천체 물리학 없이는 생각할 수 없다는 것을 보여주었습니다. 현대 천문학에서 점성술이 천체 역학에 점점 더 가까워지고 있는 것처럼 천체 물리학 연구 방법은 항성계 연구에서 점점 더 중요해지고 있습니다.

V. 위의 천문학 분야에서 얻은 특정 데이터는 천체의 기원과 발달을 연구하는 우주론에 의해 일반화됩니다. 천체의 진화는 원칙적으로 인간의 존재 시간보다 비교할 수 없을 정도로 긴 기간 동안 일어나기 때문에 우주론적 문제의 해결은 매우 어려운 문제입니다. 사실, 그것은 점점 더 최근에 발견되고 있는 폭발과 같이 빠르게 움직이는 특정한 우주 과정에 의해 어느 정도 촉진됩니다. 그러나 그들의 진화적 의미를 추측하는 것이 항상 쉬운 것은 아닙니다.

Vi. 우주론은 전체 세계의 구조와 진화에 대한 가장 일반적인 질문을 다룹니다. 우주론자들은 물론 모든 면에서 무한하고 무궁무진한 세계의 제한된 부분만이 인간이 접근할 수 있다는 사실을 잊지 않고 우주 전체를 고려하려고 노력합니다. 따라서 전체 우주의 우주론적 "모델", 즉 "전체로서의 세계"의 이론적 계획은 필연적으로 과도한 단순화를 겪고 현실을 다소 반영합니다. 우주론은 항상 이상주의적 세계관과 물질주의적 세계관 사이의 이데올로기적 투쟁의 영역이었으며 여전히 남아 있습니다.

이 작업은 항성 천문학의 주요 부분 중 하나인 우리 은하에 대한 것입니다.

행성 지구는 태양계에 속하며 위성이 있는 태양과 9개의 행성, 수천 개의 소행성, 혜성, 수많은 먼지 입자로 구성되며 이 모든 것이 태양을 중심으로 회전합니다. 태양계의 지름은 약 13,109km입니다.

은하의 발견

3성 천문학, 즉. 항성계의 구조를 연구하는 천문학의 한 분야는 불과 2세기 전에 비교적 최근에 나타났습니다. 이전에는 우주를 연구하는 광학적 수단이 여전히 극도로 불완전했기 때문에 일어날 수 없었습니다. 사실, 때로는 독창적 인 별 세계의 구조에 대해 다양한 추측이 표현되었습니다. 따라서 고대 그리스 철학자 데모크리토스(기원전 460-370년)는 은하수를 희미한 별들의 집합체로 여겼습니다. 18세기 독일의 과학자. 요한 램버트(Johann Lambert, 1728-1777)는 별의 세계가 계단식 계층 구조를 가지고 있다고 믿었습니다. 작은 별 시스템은 더 큰 별을 형성하고, 그 다음에는 유명한 장난감 "둥지 인형"과 같이 더 큰 별을 형성합니다. 그리고 Lambert에 따르면이 "시스템의 사다리"는 끝이 없습니다. 즉, 그러한 "구조적"우주는 무한합니다. 그러나 슬프게도 그러한 모든 생각은 사실에 의해 뒷받침되지 않았으며 과학으로서의 항성 천문학은 항성 우주의 위대한 관찰자이자 탐험가인 William Herschel(1738-1822)의 연구에서만 탄생했습니다.

Herschel 방법 이면의 아이디어는 간단합니다. 울창한 숲 속을 걷다 보면 앞의 나무들은 갈라지고 뒤로는 수렴하는 것 같다. 따라서 하늘에서 - 태양이 태양계와 함께 날아가는 부분(헤라클레스 별자리)에서 별은 정점에서 멀리 "흩어지는" 것처럼 보일 것입니다. 반대로, 하늘의 반대 지점(antiapex)에서 별이 수렴하는 것처럼 보여야 합니다. 이러한 효과는 Herschel에 의해 확인되었지만 데이터의 부족으로 인해 그는 태양 운동의 속도를 부정확하게 결정했습니다.

Herschel은 많은 쌍성, 삼중 및 일반적으로 다중 별을 발견하고 구성 요소의 움직임을 발견했습니다. 이것은 여러 별이 만유인력의 법칙을 따르는 물리적 시스템이라는 것을 증명했습니다. 그러나 William Herschel의 주요 장점은 항성 세계의 일반적인 구조에 대한 연구입니다.

작업은 어려웠습니다. 그 당시(20세기 말), 별까지의 거리는 알려지지 않았습니다. 따라서 여러 단순화 가정을 도입할 필요가 있었습니다. 따라서 Herschel은 모든 별이 공간에 고르게 분포되어 있다고 제안했습니다. 별의 응결이 관찰되는 같은 장소에서 항성계는 그 방향으로 큰 범위를 갖는다. 나는 또한 모든 별이 같은 양의 빛을 방출하고 겉보기 등급은 거리에만 의존한다고 가정해야 했습니다. 그리고 마지막으로 Herschel은 세계 공간이 절대적으로 투명하다고 생각했습니다. 우리가 지금 알고 있는 것처럼 이 세 가지 가정은 모두 잘못된 것이지만 Herschel의 시대에는 이보다 더 좋은 것은 없었습니다. 별이 빛나는 하늘에서 Herschel은 1083개의 영역을 식별하고 각 영역에서 주어진 등급의 별 수를 세었습니다. 가장 밝은 별이 지구에 가장 가깝다고 가정하고 Herschel은 지구로부터의 거리를 하나의 단위로 취했고 이러한 상대적인 척도로 우리의 별 시스템 다이어그램을 만들었습니다. 동시에 Herschel은 자신의 망원경이 은하계에서 가장 멀리 떨어진 별을 볼 수 있게 해준다고 믿었습니다.