Галактика: различия между версиями
Aqui (обсуждение | вклад) мНет описания правки |
Aqui (обсуждение | вклад) |
||
Строка 7: | Строка 7: | ||
== Открытие Галактики == | == Открытие Галактики == | ||
Первые телескопические наблюдения, проведённые Г. [[Галилей|Галилеем]] (1610), показали, что Млечный Путь представляет собой множество слабых звёзд. Впервые попытку изучить строение системы Млечного Пути предпринял в конце 18 в. У. [[Гершель]], который установил, что пространственная плотность звёзд убывает с расстоянием от плоскости Млечного Пути и от Солнца. Согласно Я. Каптейну (1922), звёздная система имеет форму двояковыпуклой линзы диаметром около 20 кпк, на расстоянии всего 650 пк от её центра находится Солнце. Кажущееся увеличение плотности звёзд к Солнцу объясняется неизвестным до 1930-х гг. поглощением света в пространстве. | |||
В 1919 Х. [[Шепли]] пришёл к выводу, что находящийся в направлении созвездия Стрельца центр сфероидальной системы шаровых звёздных скоплений является одновременно и центром дискообразной звёздной системы. Определив с помощью звёзд с известной светимостью положение в пространстве около 70 шаровых скоплений, Шепли установил, что расстояние от Солнца до центра, лежащего в созвездии Стрельца, составляет 50 тыс. световых лет, а вся система Млечного Пути простирается на 300 тыс. световых лет. | |||
Таким образом, в начале 1920-х гг. существовали две системы мироздания: по Шепли, Солнце находится на окраине звёздной системы, а в мире Каптейна, который был намного меньше, Солнце располагалось вблизи центра. Однако обе эти системы не отвечали на вопрос, что же находится за пределами Млечного Пути, хотя ещё в 18 в. высказывалось предположение, что многочисленные «слабые туманности» являются огромными звёздными системами, сравнимыми с нашей. В начале 20 века было уже практически установлено, что самая яркая туманность – М31 в созвездии Андромеды – состоит из звёзд. Однако до 1925 большинство астрономов полагало, что звёздная система Млечного Пути есть вся Вселенная. | |||
Проблема была окончательно решена в 1925, когда Э. П. [[Хаббл]] опубликовал результаты изучения в М31 переменных звёзд – [[цефеиды|цефеид]]. Из зависимости «период – светимость» для этих звёзд было определено расстояние до «туманности» – около 1 млн. световых лет. Стало очевидным, что и М31, и система Млечного Пути, и бесчисленные «слабые туманности» являются огромными звёздными системами – [[галактики|галактиками]]. Открытие населённой галактиками Вселенной стало и открытием нашей Галлактики как одной из множества подобных систем. Появилась возможность сравнивать нашу звёздную систему с др. галактиками и, наоборот, опираться при их изучении на знания о нашей Галактике. | |||
== Подсистемы Галактики == |
Версия от 04:29, 17 сентября 2021
- Источник статьи: Большая российская энциклопедия[1]
ГАЛА́КТИКА, Млечный Путь (от греч. γαλαϰτιϰός – молочный, млечный) – огромная звёздная система, в которую входит звезда – Солнце. Наша Галактика – одна из триллионов таких систем (галактик) во Вселенной. Общее число звёзд в Галлактике не менее 100 млрд.; большинство звёзд, включая Солнце, находятся в дискообразной системе, видимой на небе как светлая полоса Млечного Пути. В состав Галлактики входят также десятки тысяч звёздных скоплений и множество облаков межзвёздного вещества, содержащих в основном водород и гелий. Есть данные, что, кроме обычного вещества, в Галактике в огромном количестве имеется невидимое вещество неизвестной пока природы, проявляющее себя только гравитационным притяжением; оно распределено главным образом на далёкой периферии Галактики. Солнце находится на расстоянии около 8 кпк (26 тыс. световых лет) от центра Галактики и обращается вокруг него с периодом около 230 млн. лет. Строение, кинематику и динамику Галактики изучает звёздная астрономия.
Открытие Галактики
Первые телескопические наблюдения, проведённые Г. Галилеем (1610), показали, что Млечный Путь представляет собой множество слабых звёзд. Впервые попытку изучить строение системы Млечного Пути предпринял в конце 18 в. У. Гершель, который установил, что пространственная плотность звёзд убывает с расстоянием от плоскости Млечного Пути и от Солнца. Согласно Я. Каптейну (1922), звёздная система имеет форму двояковыпуклой линзы диаметром около 20 кпк, на расстоянии всего 650 пк от её центра находится Солнце. Кажущееся увеличение плотности звёзд к Солнцу объясняется неизвестным до 1930-х гг. поглощением света в пространстве.
В 1919 Х. Шепли пришёл к выводу, что находящийся в направлении созвездия Стрельца центр сфероидальной системы шаровых звёздных скоплений является одновременно и центром дискообразной звёздной системы. Определив с помощью звёзд с известной светимостью положение в пространстве около 70 шаровых скоплений, Шепли установил, что расстояние от Солнца до центра, лежащего в созвездии Стрельца, составляет 50 тыс. световых лет, а вся система Млечного Пути простирается на 300 тыс. световых лет.
Таким образом, в начале 1920-х гг. существовали две системы мироздания: по Шепли, Солнце находится на окраине звёздной системы, а в мире Каптейна, который был намного меньше, Солнце располагалось вблизи центра. Однако обе эти системы не отвечали на вопрос, что же находится за пределами Млечного Пути, хотя ещё в 18 в. высказывалось предположение, что многочисленные «слабые туманности» являются огромными звёздными системами, сравнимыми с нашей. В начале 20 века было уже практически установлено, что самая яркая туманность – М31 в созвездии Андромеды – состоит из звёзд. Однако до 1925 большинство астрономов полагало, что звёздная система Млечного Пути есть вся Вселенная.
Проблема была окончательно решена в 1925, когда Э. П. Хаббл опубликовал результаты изучения в М31 переменных звёзд – цефеид. Из зависимости «период – светимость» для этих звёзд было определено расстояние до «туманности» – около 1 млн. световых лет. Стало очевидным, что и М31, и система Млечного Пути, и бесчисленные «слабые туманности» являются огромными звёздными системами – галактиками. Открытие населённой галактиками Вселенной стало и открытием нашей Галлактики как одной из множества подобных систем. Появилась возможность сравнивать нашу звёздную систему с др. галактиками и, наоборот, опираться при их изучении на знания о нашей Галактике.