Презентация по астрономии на тему: "Галактика Млечный путь. Туманности".(СПО 1 курс).

Слайд #1

Тема: «Галактика Млечный Путь. Туманности».

Слайд #2

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 с запада на восток и являющаяся скоплением огромного числа звёзд и ярких туманностей.

Слайд #3

Эта полоса древними греками была названа Галактикой, что переводится как «млечный» или «молочный». Мы же с вами эту полосу называем Млечным Путём.

Слайд #4

Он проходит через оба полушария по большому кругу небесной сферы. Линия, идущая вдоль середины Млечного Пути, была названа галактическим экватором, а образующая его плоскость — галактической плоскостью, которая наклонена к плоскости небесного экватора под углом 63°.

Слайд #5

Слайд #6

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. Если речь идет о нашей звездной системе, то Галактика – имя собственное и пишется с большой буквы; если говорится о других звездных системах, то галактика – имя нарицательное и пишется с маленькой буквы.

Слайд #7

Из числа этих объектов в состав Галактики не входит лишь слабо заметное туманное пятно, видимое в созвездии Андромеды и напоминающее по форме пламя свечи. Это туманность Андромеды.

Слайд #8

Слайд #9

Первая попытка построить модель нашей Галактики принадлежит Уильяму Гершелю. В 70-ых годах XVIII века он решил выборочно посчитать количество звёзд в разных направлениях от галактического экватора. Его подсчёты показали, что число звёзд резко убывает по обе стороны от галактической плоскости. Тогда он предположил, что слабые звёзды Млечного Пути вместе с более яркими образуют единую звёздную систему, по форме напоминающую диск конечных размеров.

Слайд #10

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

Слайд #11

Так вот, оказалось, что туманность Андромеды располагается от нас на расстоянии немногим более двух миллионов световых лет. Это дало учёным основание предполагать, что это не просто туманность, а другая звёздная система, подобная нашей.

Слайд #12

Дальнейшее изучение известных туманностей показало, что все они также являются гигантскими удалёнными системами, в которых находятся миллионы и миллиарды звёзд. 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.

Слайд #13

Галактика Млечный путь – гигантская звездная система. Ее диаметр около 30 кпк (30 000 пк), а общая масса видимой материи около 1041 кг, или 1011 масс Солнца.

Слайд #14

Строение Галактики

Слайд #15

Согласно современным представлениям, наша Галактика имеет форму плоского линзообразного диска. Его диаметр составляет около 30 кпк, а толщина — около 4 кпк.
Звёздный диск Галактики имеет структуру в виде спиральных ветвей — рукавов. В середине диска есть заметное утолщение — балдж (от английского слова «вздутие»). В центральной части Галактики располагается её ядро, скрытое от нас плотными газопылевыми облаками и звёздами.
1 пк =206 264,8 а.е. = 3,0856776⋅1016 м = 30,8568 трлн км= 3,2616 светового года.

Слайд #16

Млечный путь состоит из центра, или ядра, перемычки рядом с ним, самого диска, рукавов-спиралей и короны. 

Слайд #17

Слайд #18

Ядро представляет собой высокоплотный объект (вероятнее всего, сверхмассивную чёрную дыру), окружённый горячим радиоизлучающим газовым облаком диаметром не более 1,8 пк. По некоторым оценкам, масса галактического ядра в 4,31 ∙ 106 раз больше массы Солнца.
Недавно получены данные, свидетельствующие о наличии в Галактике массивной (несколько миллионов масс Солнца) черной дыры. Черные дыры наблюдаются, когда на ее поверхность падает газ (в галактиках это межзвездный газ). При падении на дыру газ разогревается до миллионов кельвин и светится в рентгеновском диапазоне. В Галактике, по-видимому, несколько миллионов лет назад произошло падение на черную дыру массивного тела. Это вызвало мощнейший взрыв, в результате которого межзвездный газ выбросило из окрестностей черной дыры.

Слайд #19

Часть звёзд нашей Галактики не входит в состав диска, а образует его сферическую составляющую — звёздное гало. Оно имеет сферическую форму и состоит в основном из очень старых звёзд, разреженного горячего газа и тёмной материи. Гало выходит за пределы Галактики на 5—10 тысяч световых лет.

Слайд #20

Масса всей Галактики оценивается примерно в полтриллиона масс Солнца.

Слайд #21

Современная модель Млечного пути

Слайд #22

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).

Слайд #23

Вращение Галактики

Слайд #24

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 с удалением от центра Галактики, достигая максимума (около 220 км/с) на расстоянии Солнца, после чего очень медленно начинает убывать.

Слайд #25

Аналогичное распределение скоростей вращения характерно и для других галактик.
Такая зависимость скорости вращения звезд от расстояния до центров галактик не согласуется с наблюдаемым распределением звезд

Слайд #26

что и привело к заключению о существовании у галактик ненаблюдаемых галактических корон.
Многочисленные наблюдения скоростей галактик в их скоплениях привели к заключению, что масса ненаблюдаемой (темной) материи в 10 раз превышает массу видимых звезд. Природа этой массы пока остается неизвестной.
Так, например, наше Солнце совершает один оборот вокруг ядра Галактики примерно за 220 миллионов лет.

Слайд #27

Слайд #28

Слайд #29

Звёздные скопления

Слайд #30

Основными структурными составляющими нашей звёздной системы являются звёздные скопления- это гравитационно-связанные группы звёзд, которые имеют общее происхождение и движутся в поле тяготения Галактики как одно целое.
По внешнему виду они делятся на две группы: рассеянные и шаровые скопления.

Слайд #31

Рассеянное звёздное скопление — это не имеющая правильной формы сравнительно неплотная группа, содержащая от нескольких десятков до нескольких тысяч звёзд, образованных из одного молекулярного облака и имеющих примерно одинаковый возраст.

Слайд #32

В нашей Галактике обнаружено более 1100 рассеянных скоплений вблизи галактического центра. Однако считается, что 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.

Слайд #33

Самыми известными рассеянными скоплениями, видными невооружённым глазом, являются Плеяды, Гиады находятся в созвездии Тельца. Невооружённым глазом можно различить в Плеядах 5–7 слабых звёздочек, располагающихся в виде маленького ковша

Слайд #34

Слайд #35

и Скопление Альфа Персея.

Слайд #36

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. они насчитывают от десятков тысяч до миллионов звёзд. (см. на рис. шаровое скопление М13),

Слайд #37

Шаровые скопления образуют протяжённое гало вокруг центра Галактики, сильно концентрируясь к нему.
На 2017 год открыто 158 шаровых скоплений. Их звёздное население состоит из давно проэволюционировавших звёзд — красных гигантов и сверхгигантов. Возраст шаровых скоплений может достигать 11—13 миллиардов лет.

Слайд #38

В июне 2011 года стало известно об открытии нового класса скоплений в созвездии Лиры (NGC 6791), который сочетает в себе признаки и шаровых, и рассеянных скоплений.

Слайд #39

Группы звёзд, которые не связаны силами гравитации, или слабосвязанных молодых звёзд, объединённых общим происхождением, называют звёздными ассоциациями.
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.

Слайд #40

Межзвёздная среда.

Слайд #41

На первый взгляд кажется, что между звёздами ничего нет. Так ли это? Природа межзвёздной среды столетиями привлекала внимание астрономов и учёных. А сам термин «межзвёздная среда» впервые был использован в 1626 году в работе Фрэнсиса Бэкона «Sylva Sylvarum»: «О, Небеса между звёздами, они имеют так много общего со звёздами, вращаясь (вокруг Земли), так же, как любая другая звезда».

Слайд #42

Хотя большинство деятелей того времени, и в частности Ро́берт Бойль, считали, что «межзвёздная область небес, как полагают некоторые <…>, должна быть пустой».
Сейчас мы точно знаем, что всё межзвёздное пространство внутри Галактики заполнено межзвёздной средой. Её большая часть массы приходится на разреженный газ и пыль.
Основным компонентом межзвёздной среды является межзвёздный газ. Он на 70 % состоит из водорода и 28 % — из гелия. 

Слайд #43

Помимо газа, в межзвёздном пространстве рассеяно бесчисленное количество микроскопических твёрдых частиц. Их типичный размер колеблется от 0,01 до 0,2 мкм. Считается, что эти частицы образовываются и поставляются в межзвёздную среду за счёт расширения оболочек новых и сверхновых звёзд, холодных красных гигантов и сверхгигантов.

Слайд #44

Межзвёздная пыль всегда сопутствует газу. На её долю приходится около 1 % от массы межзвёздного газа. И хотя газ и пыль в Галактике очень сильно разрежены, в некоторых её областях они могут концентрироваться. В этих местах мы наблюдаем так называемые газопылевые туманности.

Слайд #45

Туманности.

Слайд #46

В различных созвездиях можно увидеть в телескоп туманные пятна, которые (в основном) состоят из газа и пыли, – это туманности, они тоже входят в состав нашей Галактики.
Туманности неправильной, клочковатой формы называют диффузными, а те, которые имеют правильную форму и в небольшие телескопы напоминают по виду планеты, – планетарными.

Слайд #47

Если вблизи большого газопылевого облака находится яркая звезда, то туманность, отражая или переизлучая излучение этой звезды, становится видимой как светлая диффузная туманность.
Пример светлой диффузной туманности – большая газопылевая туманность в созвездии Ориона М42 (см. рис.). Расстояние до нее около 500 пк, диаметр центральной части туманности – 6 пк, масса примерно в 100 раз больше массы Солнца.

Слайд #48

Как правило такие туманности содержат большое количество межзвёздной пыли, которая рассеивает свет ближайшей звезды. Причём рассеяние голубого цвета более эффективно, чем красного. Поэтому отражательные туманности, как правило, имеют синеватый оттенок. Примером такой светлой туманности является туманность в скоплении Плеяды в созвездии Тельца. А также туманность Голова Ведьмы, которая связана с яркой звездой Ригель.

Слайд #49

Интересна небольшая диффузная туманность, названная Крабовидной туманностью (см. рис.) за свою необычную сетку из ажурных газовых волокон. Установлено, что эта туманность – остаток сверхновой звезды, вспыхнувшей в 1054 г. в созвездии Тельца. Значит, возраст Крабовидной туманности чуть более 950 лет. Крабовидная туманность удалена от нас на расстояние не менее 1,5 кпк. Ее диаметр около 1 пк, масса всех волокон около 0,1 массы Солнца. Туманность расширяется со скоростью более 1000 км/с.

Слайд #50

Пример планетарной туманности – туманность NGC 7293 Улитка или Глаз бога

Слайд #51

В центре планетарной туманности находится горячая звезда. Газ, из которого состоит планетарная туманность, входил когда-то в состав атмосферы этой звезды. Коротковолновое излучение звезды переизлучается газом планетарной туманности в видимое излучение. Таким процессом (флуоресценцией), а не простым отражением объясняется свечение планетарных туманностей.

Слайд #52

Туманность NGC 6302 Бабочка, несмотря на то, что визуально она не напоминает планету, тоже относится к планетарным

Слайд #53

Также планетарные туманности образовываются в результате взрыва сверхновых звёзд. После взрыва оболочка сверхновой разлетается в разные стороны, образуя ударную волну, которая самым причудливым образом может взаимодействовать с межзвёздным газом и пылью.

Слайд #54

Самой известной такой туманностью является Крабовидная Туманность в созвездии Стрельца. Напомним, что появилась она в результате вспышки сверхновой в 1054 году. В её центре располагается пульсар.

Слайд #55

Туманности, в основном состоящие из пыли, выделяются на фотографиях звездного неба в виде темных участков (туманность IC 434 Конская голова). Многие темные туманности расположены сравнительно близко от нас и сильно поглощают свет находящихся за ними звезд.

Слайд #56

В последние годы при помощи снимков, полученных космическим телескопом «Хаббл», удалось выяснить, что многие планетарные туманности имеют очень сложную и своеобразную структуру. При этом большинство из них не обладают какой бы то ни было симметрией. Механизмы, благодаря которым возможно образование такого многообразия форм, остаются на сегодняшний день до конца не выясненными.

Слайд #57

Очень часто на фоне светлых туманностей видны тёмные пятна и прожилки — это глобулы — молекулярные облака, которые иногда называют «звёздной колыбелью». Такое название не случайно, так как именно в них происходит формирование молодых звёзд. Масса глобул может колебаться 1—100М⨀.

Слайд #58

Эти зародыши будущих звёзд принято называть протозвёздами. Продолжительность процесса образования протозвёзд невелика — всего около нескольких миллионов лет.
Ближайшим к Земле звёздными яслями является хорошо известная нам Туманность Ориона. Она интересна ещё и тем, что в её центре с помощью космического телескопа «Хаббл» были обнаружены протозвёзды, окружённые протопланетными дисками.

Слайд #59

Скорее всего, из вещества одного из таких дисков, который образовался вместе с будущим Солнцем, около 5 млрд лет назад сформировалась наша Земля и все другие тела Солнечной системы.

Слайд #60

Космические лучи и магнитные поля

Слайд #61

Но даже там, где не видно ни звезд, ни туманностей, пространство не пусто. Оно заполнено очень разреженным межзвездным газом и межзвездной пылью. В межзвездном пространстве существуют и различные поля (гравитационное и магнитное).
Пронизывают межзвездное пространство и космические лучи, представляющие собой потоки электрически заряженных частиц, которые при движении в магнитных полях разогнались до скоростей, близких к скорости света, и приобрели огромную энергию.

Слайд #62

Изучение космических лучей позволило итальянскому учёному Энрико Ферми получить свидетельства существования межзвёздного магнитного поля.

Слайд #63

Домашнее задание
Запишите определение понятия «звёздное скопление» и заполните таблицу, используя материал учебника §25.2