Сторінка
2

Будова та еволюція всесвіту. Наша галактика

На небі спостерігаються розсіяні групи гарячих надгігантів, які радянський учений, академік В. А. Амбарцумян назвав 0-асоціаціями. їхні зорі далекі одна від одної і не завжди утриму­ються взаємним тяжінням, як у зоряних скупченнях. 0-асоціації також характерні для населення спіральних віток.

3. Рухи зір у Галактиці. В давнину зорі не випадково нази­вали «нерухомими». Лише у XVIII ст. було виявлено дуже повіль­не переміщення Сіріуса серед зір, помітне при порівнянні Точних вимірів його положення, зроблених з проміжком часу кілька деся­тиліть. Власним рухом зорі називається її видиме кутове зміщення по небу за один рік на фоні слабких далеких зір. Воно виражаєть­ся частками секунди дуги за рік.

Лише зоря Барнарда проходить за рік дугу 10", що за 200 років становитиме 0,5°, або видимий поперечник Місяця. За це зорю Барнарда назвали «летючою».

Власні рухи зір у наш час визначають, порівнюючи фотографії вибраної ділянки неба, зроблені на одному й тому самому теле­скопі через роки і навіть десятиріччя. Внаслідок того, що зоря рухається, її положення на фоні більш віддалених зір за цей час дещо змінюється. Зміщення зорі на фотографіях вимірюють за допомогою спеціальних мікроскопів. Його вдається оцінити лише для порівняно близьких зір.

Та якщо відстань до зорі невідома, то її власний рух мало що говорить про справжню швидкість зорі. Наприклад, шляхи, пройдені зорями за рік (мал. 87), можуть бути різними: S1A, S2С, а відповідні їм власні рухи (m) — однаковими. Швидкість зорі у просторі можна розглядати як векторну суму двох компо­нентів, один з яких спрямований уздовж променя зору, другий — -перпендикулярний до нього. Перший компонент — це променева, Другий — тангенціальна швидкість. Власний рух зорі визначаєть­ся лише тангенціальною швидкістю і не залежить від промене­вої.

Щоб обчислити тангенціальну швидкість ут у кілометрах за се­кунду, треба ut в радіанах за рік помножити на відстань до зорі D в кілометрах і поділити на число секунд у році. Та

оскільки на практиці ц завжди визначають у секундах дуги, а О — в парсеках, то для обчи­слення ут в кілометрах маємо формулу

ut = 4,74 m D

Якщо визначено за спектром і променеву швидкість зорі ur, то просторова швидкість її u до­рівнюватиме:

.

Швидкості зір відносно Сон­ця (або Землі) звичайно ста­новлять десятки кілометрів за секунду.

4. Рух Сонячної системи. На початку XIX ст. В. Гершель за власними рухами небагатьох близьких зір установив, що від­носно них Сонячна система ру­хається в напрямі сузір'я Ліри і Геркулеса. Напрям, у якому рухається Сонячна система, на­зивається апексом руху. Згодом, коли за спектрами почали визначати променеві швидкості зір, висновок Гершеля підтвердився. У напрямі

апекса зорі наближаються до нас у середньому із швидкістю 20 км/с, а в протилежному напрямі з такою самою швидкістю віддаляються від нас.

Отже, Сонячна система рухається в напрямі сузір'їв Ліри і Геркулеса зі швидкістю 20 км/с відносно сусідніх зір.

Зорі, близькі одна до одної на небі, у просторі можуть розміщуватися далеко одна від одної і рухатися з різними швид­костями. Тому через тисячоліття вигляд сузір'їв має дуже змінити­ся внаслідок власних рухів зір (мал. 88).

5. Обертання Галактики. Усі зорі Галактики обертаються нав­коло її центра. Кутова швидкість обертання зір у внутрішній області Галактики приблизно однакова, а зовнішні її частини обертаються повільніше. Цим обертання зір у Галактиці відріз­няється від обертання планет у Сонячній системі, де й кутова, і лінійна швидкості із збільшенням радіуса орбіти швидко змен­шуються. Ця відмінність пов'язана з тим, що ядро Галактики не перевищує її маси так, як Сонце в Сонячній системі.

Сонячна система робить повний оберт навколо цент­ра Галактики приблизно за 200 млн. років із швидкістю 250 км/с.