Mille ümber päike keerleb. Päikese ja galaktika kiirus universumis. Linnutee galaktika omadused
Iga inimene, isegi lamades diivanil või istub arvuti lähedal, on pidevas liikumises. Sellel pideval liikumisel avakosmoses on erinevad suunad ja tohutu kiirus. Esiteks liigub Maa ümber oma telje. Lisaks tiirleb planeet ümber päikese. Kuid see pole veel kõik. Koos päikesesüsteemiga ületame palju muljetavaldavamaid vahemaid.
Päike on üks Linnutee ehk lihtsalt galaktika tasandi tähtedest. See on 8 kpc kaugusel keskusest ja kaugus Galaxy tasapinnast on 25 tk. Tähtede tihedus meie galaktika piirkonnas on ligikaudu 0,12 tähte 1 tk3 kohta. positsioon Päikesesüsteem ei ole konstantne: see on pidevas liikumises lähedalasuvate tähtede, tähtedevahelise gaasi ja lõpuks Linnutee keskpunkti ümber. Päikesesüsteemi liikumist galaktikas märkas esimesena William Herschel.
Liikumine lähedalasuvate tähtede suhtes
Päikese liikumiskiirus Heraklese ja Lüüra tähtkuju piirini on 4 a.s. aastas ehk 20 km/s. Kiirusevektor on suunatud nn tipu poole – punkti, kuhu on suunatud ka teiste lähedalasuvate tähtede liikumine. Tähtede liikumiskiiruste suunad, sh. Päikesed ristuvad tipuga vastaspunktis, mida nimetatakse antitipuks.
Liigub nähtavate tähtede suhtes
Eraldi mõõdetakse Päikese liikumist heledate tähtede suhtes, mida saab näha ilma teleskoobita. See on Päikese standardliikumise näitaja. Sellise liikumise kiirus on 3 AU. aastas ehk 15 km/s.
Liikumine tähtedevahelise ruumi suhtes
Tähtedevahelise ruumi suhtes liigub päikesesüsteem juba kiiremini, kiirus on 22-25 km/s. Samal ajal nihkub galaktika lõunapiirkonnast "puhuva" "tähtedevahelise tuule" mõjul tipp Ophiuchuse tähtkujule. Vahetust hinnatakse umbes 50-le.
Liikumine Linnutee keskel
Päikesesüsteem liigub meie galaktika keskpunkti suhtes. See liigub Cygnuse tähtkuju poole. Kiirus on umbes 40 AU. aastas ehk 200 km/s. Täielikuks revolutsiooniks kulub 220 miljonit aastat. Täpset kiirust on võimatu määrata, sest tipp (Galaktika keskpunkt) on meie eest peidus tihedate tähtedevahelise tolmupilvede taga. Tipp nihkub 1,5° iga miljoni aasta tagant ja teeb täisringi 250 miljoni aastaga ehk 1 "galaktilise aastaga.
Reis Linnutee servale
Galaktika liikumine kosmoses
Ka meie Galaktika ei seisa paigal, vaid läheneb Andromeeda galaktikale kiirusega 100-150 km/s. Galaktikate rühm, kuhu kuulub ka Linnutee, liigub Neitsi suure parve suunas kiirusega 400 km/s. Raske on ette kujutada ja veel keerulisem arvutada, kui kaugele me iga sekundiga liigume. Need vahemaad on tohutud ja vead sellistes arvutustes on ikka päris suured.
Istud, seisate või lamate seda artiklit lugedes ja te ei tunne, et Maa pöörleb ümber oma telje meeletu kiirusega - ekvaatoril umbes 1700 km / h. Pöörlemiskiirus ei tundu aga km/s ümber arvutatuna sugugi kiire. Selgub, et 0,5 km / s - radaril vaevumärgatav sähvatus, võrreldes teiste meid ümbritsevate kiirustega.
Nii nagu teised Päikesesüsteemi planeedid, tiirleb Maa ümber Päikese. Ja selleks, et oma orbiidil püsida, liigub see kiirusega 30 km/s. Päikesele lähemal asuvad Veenus ja Merkuur liiguvad kiiremini, Marss, mille orbiit möödub Maa orbiidist, liigub palju aeglasemalt.
Kuid isegi Päike ei seisa ühel kohal. Meie Linnutee galaktika on tohutu, massiivne ja ka liikuv! Kõik tähed, planeedid, gaasipilved, tolmuosakesed, mustad augud, tumeaine – kõik see liigub ühise massikeskme suhtes.
Teadlaste sõnul asub Päike meie galaktika keskpunktist 25 000 valgusaasta kaugusel ja liigub elliptilisel orbiidil, tehes täieliku pöörde iga 220-250 miljoni aasta järel. Selgub, et Päikese kiirus on umbes 200–220 km / s, mis on sadu kordi suurem kui Maa kiirus ümber oma telje ja kümneid kordi suurem kui Päikese ümber liikumise kiirus. Selline näeb välja meie päikesesüsteemi liikumine.
Kas galaktika on paigal? Jällegi ei. Hiiglaslikud kosmoseobjektid on suure massiga ja loovad seetõttu tugevad gravitatsiooniväljad. Andke universumile veidi aega (ja meil oli see - umbes 13,8 miljardit aastat) ja kõik hakkab liikuma suurima külgetõmbe suunas. Seetõttu pole Universum homogeenne, vaid koosneb galaktikatest ja galaktikate rühmadest.
Mida see meie jaoks tähendab?
See tähendab, et Linnuteed tõmbavad enda poole teised läheduses asuvad galaktikad ja galaktikate rühmad. See tähendab, et selles protsessis domineerivad massiivsed objektid. Ja see tähendab, et mitte ainult meie galaktika, vaid ka kõik meid ümbritsevad on nendest "traktoritest" mõjutatud. Oleme jõudmas meiega avakosmoses toimuva mõistmisele lähemale, kuid meil puuduvad endiselt faktid, näiteks:
- millised olid algtingimused, mille alusel universum sündis;
- kuidas erinevad massid galaktikas ajas liiguvad ja muutuvad;
- kuidas Linnutee ja seda ümbritsevad galaktikad ja parved tekkisid;
- ja kuidas see praegu toimub.
Siiski on nipp, mis aitab meil sellest aru saada.
Universum on täidetud kosmilise mikrolaine taustkiirgusega temperatuuriga 2,725 K, mis on säilinud Suure Paugu ajast. Kohati on pisikesed kõrvalekalded - umbes 100 μK, kuid üldine temperatuurifoon on konstantne.
Seda seetõttu, et universum tekkis Suures Paugus 13,8 miljardit aastat tagasi ning paisub ja jahtub siiani.
380 000 aastat pärast Suurt Pauku jahtus universum sellise temperatuurini, et sai võimalikuks vesinikuaatomite moodustumine. Enne seda suhtlesid footonid pidevalt ülejäänud plasmaosakestega: põrkasid nendega kokku ja vahetasid energiat. Universumi jahtudes on laetud osakesi vähem ja nende vahel rohkem ruumi. Footonid said ruumis vabalt liikuda. Reliktkiirgus on footonid, mis kiirgasid plasmast Maa tulevase asukoha suunas, kuid vältisid hajumist, kuna rekombinatsioon on juba alanud. Maale jõuavad nad läbi Universumi ruumi, mis jätkab paisumist.
Seda kiirgust saate ise "näha". Tühjal telekanalil tekkivad häired lihtsa jänkukõrvaantenni kasutamisel on CMB-st tingitud 1%.
Ja ometi ei ole tausta tausta temperatuur kõikides suundades sama. Plancki missiooniuuringute tulemuste kohaselt erineb temperatuur mõnevõrra taevasfääri vastaspoolkerades: ekliptikast lõuna pool asuvates taevapiirkondades on see veidi kõrgem - umbes 2,728 K ja teisel poolel madalam - umbes 2,722 K.
Plancki teleskoobiga tehtud mikrolaineahju taustakaart. See erinevus on peaaegu 100 korda suurem kui ülejäänud täheldatud CMB temperatuurikõikumised ja see on eksitav. Miks see juhtub? Vastus on ilmne – see erinevus ei tulene foonkiirguse kõikumisest, see ilmneb liikumisest!
Kui lähenete valgusallikale või see läheneb teile, nihkuvad allika spektris olevad spektrijooned lühikeste lainete suunas (violetne nihe), sellest eemaldudes või see teist eemaldudes nihkuvad spektrijooned pikkade lainete suunas ( punane nihe).
Reliikvia kiirgus ei saa olla enam-vähem energiline, mis tähendab, et liigume läbi ruumi. Doppleri efekt aitab kindlaks teha, et meie päikesesüsteem liigub CMB suhtes kiirusega 368 ± 2 km/s ning kohalik galaktikate rühm, sealhulgas Linnutee, Andromeeda galaktika ja Kolmnurga galaktika, liigub kl. kiirus 627 ± 22 km/s CMB suhtes. Need on galaktikate nn omapärased kiirused, mis on mitusada km/s. Lisaks neile on olemas ka Universumi paisumisest tingitud ja Hubble'i seaduse järgi arvutatud kosmoloogilised kiirused.
Tänu Suure Paugu jääkkiirgusele võime jälgida, et kõik universumis liigub ja muutub pidevalt. Ja meie galaktika on vaid osa sellest protsessist.
Me kõik teame, et Maa tiirleb ümber Päikese. Sellest lähtuvalt tekib loomulik küsimus: kas Päike ise pöörleb? Ja kui jah, siis mille ümber? Astronoomid said sellele küsimusele vastuse alles 20. sajandil.
Meie täht tõesti liigub ja kui Maal on kaks pöörlemisringi (ümber Päikese ja ümber oma telje), siis Päikesel on neid kolm. Veelgi enam, kogu päikesesüsteem koos planeetide ja teiste kosmiliste kehadega eemaldub järk-järgult galaktika keskpunktist, liikudes iga pöördega mitu miljonit kilomeetrit.
Mille ümber päike liigub?
Mille ümber päike tiirleb? Teadaolevalt asub meie täht, mille läbimõõt on umbes 30 000 parsekki. , võrdub 3,26 valgusaastaga.
Linnutee keskosas on suhteliselt väike galaktika keskus, mille raadius on umbes 1000 parseki. Selles toimub endiselt tähtede teke ja asub tuum, tänu millele meie tähesüsteem kunagi tekkis.
Päikese kaugus galaktika keskmest on 26 tuhat valgusaastat, see tähendab, et see asub galaktika servadele lähemal. Koos ülejäänud tähtedega, mis moodustavad Linnutee, tiirleb Päike selle keskpunkti ümber. Selle keskmine liikumiskiirus varieerub vahemikus 220–240 km sekundis.
Üks revolutsioon ümber galaktika keskosa võtab aega keskmiselt 200 miljonit aastat. Kogu oma eksisteerimise aja jooksul lendas meie planeet koos Päikesega ümber galaktika tuuma vaid umbes 30 korda.
Miks Päike tiirleb ümber galaktika?
Nagu ka Maa pöörlemise puhul, pole ka Päikese liikumise täpset põhjust kindlaks tehtud. Ühe versiooni kohaselt on Galaktika keskuses mingi tumeaine (ülimassiivne must auk), mis mõjutab nii tähtede pöörlemist kui ka nende kiirust. Selle augu ümber on veel üks väiksema massiga auk.
Mõlemad mateeriad avaldavad koos galaktika tähtedele gravitatsioonilist mõju ja sunnivad neid liikuma mööda erinevaid trajektoore. Teised teadlased on arvamusel, et liikumine on tingitud Linnutee tuumast lähtuvatest gravitatsioonijõududest.
Nagu iga objekt, liigub Päike inertsist mööda sirget rada, kuid Galaktika keskme gravitatsioon tõmbab ta enda poole ja paneb sellega ringikujuliselt pöörlema.
Kas päike pöörleb ümber oma telje?
Päikese pöörlemine ümber oma telje on tema liikumise teine ring. Kuna see koosneb gaasidest, on selle liikumine diferentseeritud. 
Teisisõnu pöörleb täht ekvaatoril kiiremini ja poolustel aeglasemalt. Päikese ümber oma telje pöörlemise jälgimine on üsna keeruline, mistõttu peavad teadlased navigeerima päikeselaikude järgi.
Keskmiselt pöörleb täpp Päikese ekvaatori piirkonnas ümber Päikese telje ja naaseb oma algasendisse 24,47 päevaga. Pooluste piirkonnas asuvad piirkonnad liiguvad ümber päikese telje 38 päevaga.
Konkreetse väärtuse arvutamiseks otsustasid teadlased keskenduda ekvaatorist 26 ° nurgale, kuna selle koha ümber on suurim arv päikeselaigud. Selle tulemusena jõudsid astronoomid ühele arvule, mille kohaselt on Päikese pöörlemiskiirus ümber oma telje 25,38 päeva.
Mis on pöörlemine ümber tasakaalustatud keskpunkti?
Nagu eespool mainitud, on Päikesel erinevalt Maast kolm pöörlemistasandit. Esimene on ümber galaktika keskpunkti, teine on ümber selle telje ja kolmas on nn gravitatsiooniline tasakaalustatud kese. Kui seletad lihtsas mõttes, siis kõik planeedid, mis tiirlevad ümber Päikese, kuigi neil on palju väiksem mass, kuid tõmbavad seda veidi enda poole.
Nende protsesside tulemusena pöörleb ruumis ka Päikese enda telg. Pöörlemise ajal kirjeldab see tsentri tasakaalustamise raadiust, mille piires see pöörleb. Sel juhul kirjeldab ka Päike ise oma raadiust. Selle liikumise üldpilt on astronoomidele üsna selge, kuid selle praktilist komponenti pole täielikult uuritud. 
Üldiselt on meie täht väga keeruline ja mitmetahuline süsteem, mistõttu peavad teadlased tulevikus veel palju selle saladusi ja saladusi paljastama.
Soovitame soojalt temaga tuttavaks saada. Sealt leiad palju uusi sõpru. Pealegi on see kiireim ja tõhus viis võtke ühendust projekti administraatoritega. Jaotis Viirusetõrjevärskendused jätkab tööd – alati ajakohased tasuta värskendused Dr Webi ja NOD jaoks. Kas teil ei olnud aega midagi lugeda? Tikeri täieliku sisu leiate sellelt lingilt.
Selles artiklis käsitletakse Päikese ja Galaktika kiirust võrreldes erinevad süsteemid viide:
Päikese kiirus galaktikas lähimate tähtede, nähtavate tähtede ja Linnutee keskpunkti suhtes;
Galaktika kiirus kohaliku galaktikate rühma, kaugete täheparvede ja kosmilise taustkiirguse suhtes.
Linnutee galaktika lühikirjeldus.
Galaktika kirjeldus.
Enne Päikese ja Galaktika kiiruse uurimist universumis tutvume oma galaktikaga lähemalt.
Me elame justkui hiiglaslikus "tähelinnas". Õigemini, meie Päike "elab" selles. Selle "linna" elanikkond on mitmesugused tähed ja rohkem kui kakssada miljardit neist "elab" selles. Sellesse sünnib lugematu arv päikesi, kes elavad läbi oma nooruse, keskea ja vanaduse – nad läbivad pika ja raske elutee kestavad miljardeid aastaid.
Selle "tähelinna" - galaktika - mõõtmed on tohutud. Naabertähtede vaheline kaugus on keskmiselt tuhandeid miljardeid kilomeetreid (6*1013 km). Ja selliseid naabreid on rohkem kui 200 miljardit.
Kui kihutaksime Galaktika ühest otsast teise valguse kiirusega (300 000 km/sek), kuluks selleks umbes 100 000 aastat.
Kogu meie tähesüsteem pöörleb aeglaselt nagu hiiglaslik ratas, mis koosneb miljarditest päikestest.
Päikese orbiit
Galaktika keskmes on ilmselt ülimassiiv must auk(Sagittarius A *) (umbes 4,3 miljonit päikesemassi), mille ümber pöörleb eeldatavasti 1000–10 000 päikesemassi ja umbes 100-aastase pöördeperioodiga must auk ja mitu tuhat suhteliselt väikest. Nende kombineeritud gravitatsiooniline toime naabertähtedele põhjustab viimaste liikumist mööda ebatavalisi trajektoore. On oletatud, et enamiku galaktikate tuumas on ülimassiivsed mustad augud.
Galaktika keskpiirkondi iseloomustab tugev tähtede kontsentratsioon: iga keskpunkti lähedal asuv kuupparsek sisaldab neid tuhandeid. Tähtede kaugused on kümneid ja sadu kordi väiksemad kui Päikese läheduses.
Galaktika tuum tõmbab suure jõuga ligi kõiki teisi tähti. Kuid kogu "tähelinnas" on asutatud tohutult palju staare. Ja nad tõmbavad üksteist ka eri suundades ja sellel on iga tähe liikumisele kompleksne mõju. Seetõttu liiguvad Päike ja miljardid teised tähed enamasti ringikujuliste radade või ellipsidega ümber Galaktika keskpunkti. Kuid see on lihtsalt "põhimõtteliselt" – kui me tähelepanelikult vaatame, näeksime neid liikumas keerukamatel kõveratel, looklevatel radadel ümbritsevate tähtede vahel.
Linnutee galaktika tunnusjoon:
Päikese asukoht galaktikas.
Kus galaktikas on Päike ja kas ta liigub (ja koos sellega Maa, sina ja mina)? Kas oleme "kesklinnas" või vähemalt kuskil selle lähedal? Uuringud on näidanud, et Päike ja Päikesesüsteem asuvad Galaktika keskpunktist suurel kaugusel, "linna äärealadele" lähemal (26 000 ± 1400 valgusaastat).
Päike asub meie galaktika tasapinnal ja eemaldub oma keskpunktist 8 kpc ja Galaktika tasapinnast umbes 25 pc (1 pc (parsek) = 3,2616 valgusaastat). Galaktika piirkonnas, kus Päike asub, on tähtede tihedus 0,12 tähte pc3 kohta.
meie galaktika mudel
Päikese kiirus galaktikas.
Päikese kiirust galaktikas peetakse tavaliselt erinevate võrdlusraamistike suhtes:
lähedal asuvate tähtede suhtes.
Võrreldes kõigi palja silmaga nähtavate heledate tähtedega.
Tähtedevahelise gaasi kohta.
Suhteliselt galaktika keskpunktiga.
1. Päikese kiirus Galaktikas lähimate tähtede suhtes.
Nii nagu lendava lennuki kiirust vaadeldakse Maa suhtes, mitte arvestada Maa enda lendu, nii saab määrata ka Päikese kiiruse kõige lähemal asuvate tähtede suhtes. Nagu näiteks Siiriuse süsteemi tähed, Alfa Centauri jne.
See Päikese kiirus galaktikas on suhteliselt väike: ainult 20 km/s ehk 4 AU. (1 astronoomiline ühik võrdub Maa ja Päikese keskmise kaugusega - 149,6 miljonit km.)
Päike liigub lähimate tähtede suhtes punkti (tipu) poole, mis asub Heraklese ja Lüüra tähtkuju piiril, galaktika tasapinna suhtes ligikaudu 25° nurga all. Tipu ekvatoriaalsed koordinaadid = 270°, = 30°.
2. Päikese kiirus Galaktikas nähtavate tähtede suhtes.
Kui arvestada Päikese liikumist Linnutee galaktikas kõigi ilma teleskoobita nähtavate tähtede suhtes, siis on selle kiirus veelgi väiksem.
Päikese kiirus Galaktikas nähtavate tähtede suhtes on 15 km/s ehk 3 AU.
Päikese liikumise tipp asub sel juhul samuti Heraklese tähtkujus ja sellel on järgmised ekvatoriaalsed koordinaadid: = 265°, = 21°.
Päikese kiirus lähedalasuvate tähtede ja tähtedevahelise gaasi suhtes
3. Päikese kiirus Galaktikas tähtedevahelise gaasi suhtes.
Järgmine galaktika objekt, mille suhtes me Päikese kiirust arvestame, on tähtedevaheline gaas.
Universumi avarused pole kaugeltki nii mahajäetud, kui pikka aega arvati. Kuigi sisse väikesed kogused, kuid kõikjal on tähtedevaheline gaas, mis täidab kõik universumi nurgad. Universumi täitmata ruumi näilise tühjusega tähtedevaheline gaas moodustab peaaegu 99% kõigi kosmoseobjektide kogumassist. Tähtedevahelise gaasi tihedad ja külmad vormid, mis sisaldavad vesinikku, heeliumi ja minimaalses mahus rasked elemendid(raud, alumiinium, nikkel, titaan, kaltsium) on molekulaarses olekus, ühendudes suurteks pilveväljadeks. Tavaliselt jagunevad elemendid tähtedevahelise gaasi koostises järgmiselt: vesinik - 89%, heelium - 9%, süsinik, hapnik, lämmastik - umbes 0,2-0,3%.
Kullesetaoline tähtedevahelise gaasi- ja tolmupilv IRAS 20324+4057, mis peidab endas kasvavat tähte
Tähtedevahelise gaasi pilved ei saa mitte ainult korrapäraselt pöörlema galaktikate keskuste ümber, vaid neil on ka ebastabiilne kiirendus. Mitmekümne miljoni aasta jooksul jõuavad nad üksteisele järele ja põrkuvad, moodustades tolmu ja gaasi komplekse.
Meie galaktikas on tähtedevahelise gaasi põhimaht koondunud spiraalharudesse, mille üks koridore asub päikesesüsteemi lähedal.
Päikese kiirus Galaktikas tähtedevahelise gaasi suhtes: 22-25 km/sek.
Tähtedevahelisel gaasil Päikese vahetus läheduses on lähimate tähtede suhtes märkimisväärne sisemine kiirus (20-25 km/s). Selle mõjul nihkub Päikese liikumise tipp Ophiuchuse tähtkuju poole (= 258°, = -17°). Liikumissuuna erinevus on umbes 45°.
4. Päikese kiirus Galaktikas galaktika keskpunkti suhtes.
Eespool käsitletud kolmes punktis räägime nn omapärasest, Päikese suhtelisest kiirusest. Teisisõnu, omapärane kiirus on kiirus kosmilise tugiraamistiku suhtes.
Kuid Päike, sellele kõige lähemal asuvad tähed ja kohalik tähtedevaheline pilv on kõik seotud suurema liikumisega – liikumisega ümber Galaktika keskpunkti.
Ja siin on kõne läheb juba väga erinevate kiiruste kohta.
Päikese kiirus galaktika keskpunkti ümber on maiste standardite järgi tohutu - 200–220 km / s (umbes 850 000 km / h) või rohkem kui 40 AU. / aasta.
Päikese täpset kiirust Galaktika keskpunkti ümber on võimatu määrata, sest Galaktika kese on meie eest peidus tihedate tähtedevahelise tolmupilvede taha. Üha enam uusi avastusi selles piirkonnas aga vähendavad meie päikese hinnangulist kiirust. Hiljuti räägiti kiirusest 230–240 km / s.
Päikesesüsteem galaktikas liigub Cygnuse tähtkuju poole.
Päikese liikumine galaktikas toimub galaktika keskpunkti suunaga risti. Siit ka tipu galaktikad koordinaadid: l = 90°, b = 0° või tuttavamatel ekvatoriaalkoordinaatidel - = 318°, = 48°. Kuna tegemist on tagurpidi liikumisega, nihkub tipp ja teeb täisringi "galaktilisel aastal", ligikaudu 250 miljoni aasta jooksul; selle nurkkiirus on ~5" / 1000 aastat, st tipu koordinaadid nihkuvad poolteist kraadi miljoni aasta kohta.
Meie Maa on umbes 30 sellist "galaktilist aastat" vana.
Päikese kiirus galaktikas galaktika keskpunkti suhtes
Muide, huvitav fakt Päikese kiiruse kohta galaktikas:
Päikese pöörlemiskiirus ümber Galaktika keskpunkti langeb peaaegu kokku spiraaliõla moodustava survelaine kiirusega. Selline olukord on galaktika kui terviku jaoks ebatüüpiline: spiraalharud pöörlevad konstantse nurkkiirusega nagu rataste kodarad ja tähtede liikumine toimub erineva mustriga, nii et peaaegu kogu ketta tähepopulatsioon satub ketta sisemusse. spiraalsed käed või kukub neist välja. Ainus koht, kus tähtede ja spiraalharude kiirused langevad kokku, on nn korotatsiooniring ja sellel asub Päike.
Maa jaoks on see asjaolu äärmiselt oluline, kuna spiraalharudes toimuvad ägedad protsessid, mis moodustavad võimsa kiirguse, mis on hävitav kõigile elusolenditele. Ja ükski atmosfäär ei suutnud teda selle eest kaitsta. Kuid meie planeet eksisteerib Galaktikas suhteliselt vaikses kohas ja neid kosmilisi kataklüsme pole sadu miljoneid (või isegi miljardeid) aastaid mõjutanud. Võib-olla sellepärast suutis elu Maal tekkida ja ellu jääda.
Galaktika liikumiskiirus universumis.
Galaktika liikumiskiirust universumis arvestatakse tavaliselt erinevate tugiraamistike suhtes:
Kohaliku galaktikate rühma suhtes (Andromeeda galaktikale lähenemise kiirus).
Suhteliselt kaugete galaktikate ja galaktikaparvede suhtes (Galaktika liikumise kiirus kohaliku galaktikate rühma osana Neitsi tähtkujuni).
Seoses reliktkiirgusega (kõigi galaktikate liikumiskiirus universumi selles osas, mis on meile kõige lähemal Suurele Atraktorile - tohutute supergalaktikate parv).
Vaatame iga punkti lähemalt.
1. Linnutee galaktika liikumise kiirus Andromeeda suunas.
Ka meie Linnutee galaktika ei seisa paigal, vaid on gravitatsiooniliselt tõmbunud ja läheneb Andromeeda galaktikale kiirusega 100-150 km/s. Galaktikate lähenemiskiiruse põhikomponent kuulub Linnuteele.
Liikumise külgmine komponent pole täpselt teada ja kokkupõrke pärast on ennatlik muretseda. Täiendava panuse sellesse liikumisse annab massiivne galaktika M33, mis asub Andromeeda galaktikaga ligikaudu samas suunas. Üldiselt on meie galaktika kiirus kohaliku galaktikate rühma barütsentri suhtes ligikaudu 100 km/s Andromeeda/Sisaliku suunas (l = 100, b = -4, = 333, = 52), kuid need andmed on ikka väga ligikaudsed. See on väga tagasihoidlik suhteline kiirus: Galaktika nihkub oma diameetri võrra kahe-kolmesaja miljoni aastaga ehk väga jämedalt galaktilise aastaga.
2. Linnutee galaktika liikumise kiirus Neitsi parve suunas.
Galaktikate rühm, kuhu kuulub tervikuna meie Linnutee, liigub omakorda Neitsi suure parve suunas kiirusega 400 km/s. See liikumine on tingitud ka gravitatsioonijõududest ja toimub kaugete galaktikaparvede suhtes.
Linnutee galaktika kiirus Neitsi parve suunas
3. Galaktika liikumiskiirus universumis. Suurele ligitõmbajale!
Reliikvia kiirgus.
Suure Paugu teooria kohaselt oli varane universum kuum plasma, mis koosnes elektronidest, barüonitest ja pidevalt kiirgavatest, neelduvatest ja uuesti kiirgavatest footonitest.
Universumi paisudes plasma jahtus ja teatud etapis said aeglustunud elektronid võimaluse ühineda aeglustunud prootonite (vesiniku tuumad) ja alfaosakestega (heeliumi tuumad), moodustades aatomeid (seda protsessi nimetatakse rekombinatsiooniks).
See juhtus plasmatemperatuuril umbes 3000 K ja universumi ligikaudsel vanusel 400 000 aastat. Osakeste vahel on rohkem vaba ruumi, vähem laetud osakesi, footonid ei haju enam nii sageli ja saavad nüüd ruumis vabalt liikuda, praktiliselt ainega suhtlemata.
Need footonid, mis tol ajal plasmast Maa tulevase asukoha suunas kiirgasid, jõuavad meie planeedile siiani läbi universumi paisumise jätkuva ruumi. Need footonid moodustavad reliktkiirguse, mis on soojuskiirgus, mis täidab ühtlaselt universumi.
Reliktkiirguse olemasolu ennustas teoreetiliselt teooria raames G. Gamow suur pauk. Selle olemasolu kinnitati eksperimentaalselt 1965. aastal.
Galaktika liikumise kiirus kosmilise taustkiirguse suhtes.
Hiljem hakati uurima galaktikate liikumiskiirust kosmilise taustkiirguse suhtes. See liikumine määratakse reliktkiirguse temperatuuri ebaühtluse mõõtmisega eri suundades.
Kiirgustemperatuuril on liikumissuunas maksimum ja vastassuunas miinimum. Temperatuurijaotuse hälbe isotroopsest (2,7 K) oleneb kiiruse suurusest. Vaatlusandmete analüüsist järeldub, et Päike liigub kosmilise mikrolaine fooni suhtes kiirusega 400 km/s suunas =11,6, =-12.
Sellised mõõtmised näitasid ka teist olulist asja: kõik galaktikad meile lähimas universumi osas, sealhulgas mitte ainult meie oma. kohalik rühm, aga ka Virgo klaster ja teised klastrid liiguvad kosmilise mikrolaine tausta tausta suhtes ootamatult suure kiirusega.
Kohaliku galaktikate rühma puhul on see kiirus 600–650 km/s, mille tipp asub Hydra tähtkujus (=166, =-27). Näib, et kusagil universumi sügavuses on tohutu hulk superparvesid, mis tõmbavad ligi meie universumiosa ainest. Sellele klastrile anti nimi Suurepärane ligitõmbaja- alates Ingliskeelne sõna"meelitada" - meelitada.
Kuna galaktikad, mis moodustavad Suure Attraktori, on varjatud Linnuteesse kuuluva tähtedevahelise tolmuga, oli Attraktori kaardistamine võimalik alles aastal. viimased aastad raadioteleskoopide abil.
Suur Attraktor asub mitme galaktikate superparve ristumiskohas. Aine keskmine tihedus selles piirkonnas ei ole palju suurem kui Universumi keskmine tihedus. Kuid selle hiiglasliku suuruse tõttu osutub selle mass nii suureks ja tõmbejõud nii tohutuks, et mitte ainult meie tähesüsteem, vaid ka teised galaktikad ja nende lähedal asuvad parved liiguvad Suure Attraktori suunas, moodustades tohutu galaktikate voog.
Galaktika liikumiskiirus universumis. Suurele ligitõmbajale!
Niisiis, teeme kokkuvõtte.
Päikese kiirus galaktikas ja galaktika universumis. Pivot tabel.
Liikumiste hierarhia, milles meie planeet osaleb:
Maa pöörlemine ümber Päikese;
Pöörlemine koos Päikesega ümber meie galaktika keskpunkti;
Liikumine kohaliku galaktikate rühma keskpunkti suhtes koos kogu galaktikaga Andromeeda tähtkuju gravitatsioonilise külgetõmbe mõjul (galaktika M31);
Liikumine galaktikate parve suunas Neitsi tähtkujus;
Liikumine Suurele ligitõmbajale.
Päikese kiirus galaktikas ja Linnutee galaktika kiirus universumis. Pivot tabel.
Raske on ette kujutada ja veel keerulisem arvutada, kui kaugele me iga sekundiga liigume. Need vahemaad on tohutud ja vead sellistes arvutustes on ikka päris suured. Siin on see, mida teadusel on tänaseni.
Enne Nicolaus Copernicust (1473-1543) uskusid teadlased, et Maa ja kõik planeedid on maailma keskpunktis, siis oli neid viis (Merkuur, Veenus, Marss, Jupiter ja Saturn) ning Päike tiirleb ümber planeedi. Maa. Ma ei räägi hüpoteesidest, mille kohaselt leitakse Maa elevandi, kilpkonna või mõne muu roomaja või imetaja seljast.
Koperniku surma aastal (1543) ilmus ladina keeles tema mitmeköiteline teos "Taevasfääride revolutsioonist", mis kirjeldab universumi uut süsteemi, mille keskmes oli Päike ja kõik planeedid. , juba kuus (koos viie teadaoleva planeedi ja Maaga) pöörlevad ringikujulistel orbiitidel ümber keskpunkti – Päikese.
Järgmise sammu Päikesesüsteemi ülesehitamisel tegi 1609. aastal Johannes Kepler (1571-1630), kes tõestas planeetide liikumise täpsete astromeetriliste vaatluste (peamiselt Taani astronoom Tycho Brahe (1546-1601) tehtud) abil. , et planeedid ei liigu ringides, vaid ellipsides, mille fookuses on päike.
Eksperimentaalse, s.o vaatlusliku kinnituse Koperniku teooriale sai Galileo Galilei (1564–1642), kes vaatles läbi teleskoobi Veenuse ja Merkuuri faase, mis kinnitas universumi Koperniku (s.o heliotsentrilist) süsteemi.
Ja lõpuks tõi Isaac Newton (1642-1727). diferentsiaalvõrrandid taevamehaanika, mis võimaldas välja arvutada Päikesesüsteemi planeetide koordinaadid ja selgitas, miks need liiguvad esmasel täpsusel mööda ellipse. Hiljem lõid 18. ja 19. sajandi suurte mehaanikute ja matemaatikute tööd häirete teooria, mis võimaldas arvestada planeetide gravitatsioonilist vastasmõju. Nii avastati vaatluste ja arvutuste võrdlemisel kauged planeedid Neptuun (Adams ja Le Verrier, 1856) ja Pluuto (1932), kuigi eelmisel aastal kustutati Pluuto planeetide nimekirjast administratiivselt. Tänapäeval on Pluuto suuruseid planeete, mis ei ole Neptuun, juba kuus ja isegi veidi rohkem.
19. sajandi keskpaigaks oli tähtede koordinaatide määramise astromeetriline täpsus jõudnud kaaresekundi sajandikku. Siis märgati mõne ereda tähe puhul, et nende koordinaadid erinevad mitu sajandit varem mõõdetutest. Esimene selline antiikkataloog oli Hipparkhose ja Ptolemaiose (190 eKr) ning palju hilisemal vararenessansi ajastul Ulugbeki (1394–1449) kataloog. Ilmus mõiste "tähtede õige liikumine", mida enne seda ja isegi praegu nimetatakse traditsiooniliselt "fikseeritud tähtedeks".
Neid õigeid liikumisi hoolikalt uurides juhtis William Herschel (1738–1822) tähelepanu nende süstemaatilisele jaotusele ning tegi sellest õige ja väga mittetriviaalse järelduse: tähtede õige liikumise osa ei ole nende tähtede liikumine, vaid peegeldus. meie Päikese liikumisest Päikesetähtede suhteliselt lähedal. Samamoodi näeme lähedalasuvate puude liikumist kaugemate puudega võrreldes, kui sõidame autoga (või veel parem – hobusega) mööda metsateed.
Suurendades mõõdetud õigete liikumistega tähtede arvu, oli võimalik kindlaks teha, et meie Päike lendab kiirusega Heraklese tähtkuju suunas punkti, mida nimetatakse tipuks ja mille koordinaadid on α= 270° ja δ= 30°. 19,2 km/s. See on Päikese enda "omapärane" liikumine kõigi planeetide, planeetidevahelise tolmu ja asteroididega võrreldes umbes saja meile lähima tähega. Kaugused nende tähtedeni on väikesed, umbes 100–300 valgusaastat. Kõik need tähed osalevad üldine liikumineümber meie galaktika keskpunkti kiirusega umbes 250 km/s. Galaktika enda keskpunkt asub Amburi tähtkujus, Päikesest umbes 25 tuhande valgusaasta kaugusel. Päikese liikumine tähtede vahel meenutab kääbuse liikumist pilves, samal ajal kui kogu pilv lendab palju suurema kiirusega võrreldes metsa puudega.
Muidugi lendab kogu meie hiiglaslik galaktika ise võrreldes teiste galaktikatega. Üksikute galaktikate kiirused ulatuvad sadadesse ja tuhandetesse km/s. Mõned galaktikad lähenevad meile, näiteks kuulus Andromeeda udukogu, teised aga eemalduvad meist.
Kõik galaktikad ja galaktikate parved osalevad ka üldises kosmoloogilises paisumises, mis on aga märgatav vaid 10–30 miljoni valgusaasta skaalal. Selle paisumiskiiruse suurus sõltub lineaarselt galaktikate või nende parvede vahelisest kaugusest ja on tänapäevaste mõõtmiste kohaselt võrdne umbes 25 km/s galaktikate vahelisel kaugusel miljoni valgusaasta kaugusel.
Siiski on võimalik välja tuua spetsiaalne võrdlussüsteem, nimelt reliikvia 3K submillimeetrise kiirguse väli. Seal, kus me lendame, on selle kiirguse temperatuur veidi kõrgem ja seal, kus me lendame - madalam. Nende temperatuuride erinevus on 0,006706 K. See on CMB anisotroopia niinimetatud "dipoolkomponent". Päikese kiirus kosmilise taustkiirguse suhtes on 627 ± 22 km/s ja lokaalse galaktikate rühma liikumist arvestamata - 370 km/s Neitsi tähtkuju suunas.
Seega on raske vastata küsimusele, kuhu meie Päike lendab ja millise kiirusega. Kohe tuleb kindlaks teha: mille suhtes ja millises koordinaatsüsteemis.
1961. aastal meie rühm Riiklikust Astronoomiainstituudist. P.K. Sternberg Moskva Riiklikust Ülikoolist vaatles 500 km kõrgusele tõusnud geofüüsikaliste rakettide kõrgmäestiku vesiniku (1215A) ja hapniku (1300A) liinides hajutatud päikese ultraviolettkiirgust. Tol ajal hakkas Nõukogude Liit tänu akadeemik S. P. Korolevi ettepanekule süstemaatiliselt käivitama planeetidevahelisi jaamu, nii möödalendu kui ka maandumist Marsile ja Veenusele. Loomulikult otsustasime ka proovida tuvastada Veenuse ja Marsi lähedal samu laiendatud vesinikkrooneid nagu Maal.
Nende startidega saime jälgida neutraalse aatomi vesiniku jälgi Maast kuni 125 000 km kaugusel, st kuni 25 Maa raadiuses. Vesiniku tihedus Maast sellistel kaugustel oli vaid umbes 1 aatom cm 3 kohta, mis on 19 suurusjärku vähem kui õhu kontsentratsioon merepinnal! Meie suureks üllatuseks selgus aga, et Lyman-alfa joonel lainepikkusega 1215 A hajutatud kiirguse intensiivsus ei lange isegi suurematel vahemaadel nulli, vaid jääb konstantseks ja piisavalt kõrgeks ning intensiivsus muutub. 2 korda, olenevalt sellest, kas meie väike teleskoop vaatas.
Alguses eeldasime, et tegemist on kaugete tähtede säraga, kuid arvutus näitas, et selline helendus peaks olema mitu suurusjärku väiksem. Tähtedevahelises keskkonnas tühine kogus kosmilist tolmu "sööks" selle kiirguse täielikult ära. Laiendatud päikesekroon oleks teooria kohaselt pidanud olema peaaegu täielikult ioniseeritud ja seal ei tohiks olla neutraalseid aatomeid.
Alles jäi vaid tähtedevaheline keskkond, mis Päikese lähedal võis olla suures osas neutraalne, mis seletas meie avastatud efekti. Kaks aastat pärast meie avaldamist on J.-E. Blamont ja J.-J. Berto Prantsusmaa lennundusteenistusest Ameerika satelliidilt OGO-V avastas Lymani-alfa joonel maksimaalse sära piirkonna geomeetrilise parallaksi, mis võimaldas kohe hinnata kaugusi selleni. See väärtus osutus ligikaudu 25 astronoomiliseks ühikuks. Määrati ka selle maksimumi koordinaadid. Pilt hakkas selginema. Otsustava panuse sellesse probleemi andsid kaks saksa füüsikut P. V. Bloom ja H. J. Fahr, kes tõid välja Päikese liikumise rolli tähtedevahelise keskkonna suhtes. Selle liikumise kõigi parameetrite mõõtmiseks tegime 1975. aastal koos juba mainitud Prantsuse spetsialistidega kodumaistel satelliitidel Prognoz-5 ja Prognoz-6 kaks spetsiaalset katset. Need satelliidid võimaldasid saada kogu taeva kaardi Lymani-alfa joonel, samuti mõõta neutraalsete vesinikuaatomite temperatuuri tähtedevahelises keskkonnas. Nende aatomite tihedus määrati "lõpmatuses", st Päikesest kaugel, Päikese liikumise kiirus ja suund kohaliku tähtedevahelise keskkonna suhtes.
Aatomite tiheduseks osutus 0,06 aatomit/cm3 ja kiiruseks 25 km/s. Samuti töötati välja teooria tähtedevahelise keskkonna aatomite tungimiseks päikesesüsteemi. Selgus, et Päikese lähedal mööda hüperboolseid trajektoore lendavad neutraalsed vesinikuaatomid ioniseeritakse kahe mehhanismi abil. Esimene neist on fotoioniseerimine Päikese ultraviolett- ja röntgenkiirgusega, mille lainepikkus on lühem kui 912 A, ning teine mehhanism on laadimine (elektronivahetus) päikesetuule prootonitega, mis läbivad kogu päikesesüsteemi. Teine ionisatsioonimehhanism osutus esimesest 2–3 korda tõhusamaks. Päikesetuule peatab tähtedevaheline magnetväli umbes 100 astronoomilise ühiku juures ja Päikesesüsteemi tungiv tähtedevaheline keskkond 200 AU kaugusel.
Nende kahe lööklaine (tõenäoliselt ülehelikiirusega) vahel on väga kuuma, täielikult ioniseeritud plasma piirkond, mille temperatuur on 10 7 või isegi 10 8 K. Selles vahepealses piirkonnas langevate neutraalsete vesinikuaatomite ja kuuma plasma vastastikmõju küsimus on ülimalt huvitav. Kui tähtedevahelise keskkonna suhteliselt külmad aatomid laetakse kuumade prootonitega, tekivad selles piirkonnas neutraalsed aatomid kõrge temperatuur ja vastav ülaltoodud kiirus. Need tungivad läbi kogu päikesesüsteemi ja neid saab registreerida Maa lähedal. Selleks lasti kaks aastat tagasi USA-s orbiidile spetsiaalne Maa satelliit IBEX, mis töötas edukalt nende ja sellega seotud probleemide lahendamisel. Meie poolt avastatud tähtedevahelise keskkonna "jooksmise" mõju nimetati "tähtedevaheliseks tuuleks".
Selle ebaselge küsimuse lahendamiseks viis meie rühm läbi vaatlustsükli Prognozi satelliidiga neutraalsel heeliumiliinil lainepikkusega 584A. Heelium ei osale päikesetuule prootonitega laenguvahetuses ega ole peaaegu ioniseerinud päikese ultraviolettkiirgust. Tänu sellele on Päikesest mööda hüperboole lendavad neutraalse heeliumi aatomid keskendunud selle taha, moodustades suurenenud tihedusega koonuse, mida me täheldasime. Selle koonuse telg annab meile Päikese liikumissuuna kohaliku tähtedevahelise keskkonna suhtes ja selle lahknemine võimaldab määrata heeliumi aatomite temperatuuri Päikesest kaugel asuvas tähtedevahelises keskkonnas.
Meie tulemused heeliumi kohta ühtisid suurepäraselt aatomi vesiniku tulemustega. Aatomi heeliumi tihedus "lõpmatuses" osutus võrdseks 0,018 aatomi/cm 3 , mis võimaldas määrata aatomi vesiniku ionisatsiooniastet, eeldades, et heeliumi arvukus on võrdne tähtedevahelise keskkonna standardiga. . See vastab 10–30%-le aatomi vesiniku ionisatsiooniastmest. Meie poolt leitud aatomi vesiniku tihedus ja temperatuur vastavad täpselt neutraalse vesiniku tsoonile, mille temperatuur on veidi kõrgem - 12000 K.
2000. aastal suutsid Saksa astronoomid eesotsas H. Rosenbaueriga ekliptikavälisel kosmoselaeval Ulysses otse tuvastada Päikesesüsteemi lendavad neutraalsed heeliumiaatomid tähtedevahelisest keskkonnast. Nad määrasid "tähtedevahelise tuule" parameetrid (aatomi heeliumi tihedus, Päikese kiirus ja suund kohaliku tähtedevahelise keskkonna suhtes). Heeliumi aatomite otsemõõtmiste tulemused on suurepäraselt kooskõlas meie optiliste mõõtmistega.
Selline on lugu meie Päikese järjekordse liikumise avastamisest.
