Молочний шлях

Визначення і загальна характеристика

МОЛО́ЧНИЙ ШЛЯХ — сріблясто-біла імлиста смуга, що оперізує зоряне небо й утворена світлом величезної кількості зір нашої галактики. Термін «М. Ш.» також використовують як синонім для по­значе­н­ня поня­т­тя «Галактика». Смуга М. Ш. на зоряному небі Землі — проекція на небесну сферу диска Галактики, який люди спо­стерігають зсередини, бо Сонце міститься в ньому на від­стані прибл. у 30 тис. світл. р. від центра. Саме тому М. Ш. най­яскравіший у напрямку галактич. центра, що лежить у сузірʼї Стрільця. Хмари пилу (типу Вугільного мішка біля Пів­ден­ного Хреста), що по­глинають світло зір, надають М. Ш. плямистого ви­гляду. М. Ш. пролягає через сузірʼя Близнюків, Тельця, Візничого, Персея, Жирафи, Кас­сіопеї, Ан­дромеди, Цефея, Ящірки, Лебедя, Лисички, Ліри, Стріли, Орла, Щита, Стрільця, Змієносця, Пів­ден­ної Корони, Скорпіона, Косинця, Вовка, Пів­ден­ного Трикутника, Кентавра, Циркуля, Пів­ден­ного Хреста, Мухи, Киля, Парусів, Корми, Однорога, Малого Пса й Оріона. М. Ш. найкраще спо­стерігати далеко від великих поселень, адже його сяйво зникає у світлі яскравих вулич. вогнів. Особливо красивим він є в Україні в серпні, коли пролягає через зеніт від обрію до обрію. М. Ш. був для людей таємницею упродовж багатьох століть. Міфи та легенди народів світу зберегли як різні поясне­н­ня його появи на зоряному небі, так і різні назви — Чумацький Шлях (в Україні), Зоряний Міст, Небесна Ріка та ін. Жит. Давньої Греції називали його Galaxias kuklos, що означає «молочне коло». Природу М. Ш. стали пояснювати лише від 1610, коли італ. учений Ґ. Ґалілей у власноруч збудований теле­скоп побачив «не­осяжне скупче­н­ня зір», що для не­озброєного ока зливаються в суціл. сріблясту смугу. Ґ. Ґалілей зро­зумів — неоднорідність і навіть клоч­частість будови цієї смуги можна пояснити тим, що її складають без­ліч окремих зір, зоряних скупчень, світлих і темних туман­ностей. Їх комбінація й створює непо­втор. образ М. Ш. на зоряному небі Землі. Однак на той час було неможливо пояснити, чому слабкі зорі концентруються у вузьку смугу. Ви­вчати будову Галактики не просто, адже ми пере­буваємо всередині цієї зоряної системи. Важко скласти план міста чи с-ща, стоячи на одному місці й лише роз­дивляючись навсебіч. Спо­стереже­н­ня нашої галактики так само складні, багато її деталей приховані від нас, бо Сонячна система лежить в її диску. Фактично астрономи не можуть охопити по­глядом усю Галактику, щоб побачити її будову. Проте не­зважаючи на такі труднощі, починаючи з піонер. робіт нім. астронома В. Гершеля у 18 ст., науковці зна­йшли методи, що до­зволили роз­крити багато таємниць Галактики. Заг. будову нашої галактики вдалося встановити лише у 20 ст. (цьому сприяли роботи багатьох астрономів, насамперед амер. дослідників Е.-П. Габ­бла і В. Бааде). Вона виявилася дуже не схожою на те, як її уявляв В. Гершель. Якби можна було подивитися на Галактику зовні, напр., «згори», то ми б побачили, що вона нагадує плоский диск, в якому чітко видно кілька спірал. рукавів. Наявність їх у нашій зоряній системі вчені пояснюють гігант. хвилями стисне­н­ня й роз­рідже­н­ня між­зоряного газу, що поширюються галактич. диском. Хоча зовн. ви­гляд Галактики вказує на її плоску зовн. форму, це не зовсім так. Диск Галактики (діаметр 100 тис. світл. р.) окутує гало, хмара роз­рідженої речовини. Його радіус досягає 150 тис. світл. р. Навколо ядра й центр. потовще­н­ня (балдж) міститься велика кількість кулястих зоряних скупчень, що утвор. старими холод. червоними зорями. Натомість у диску Галактики містяться роз­сіяні зоряні скупче­н­ня та газопил. хмари. Такий явний поділ нашої зоряної системи на окремі великомас­штабні елементи дав під­ставу астрономам ви­окремити під­системи Галактики — плоску й сферичну. Окрім того, кожна з них поділяється на окремі під­системи. Зоряними скупче­н­нями в астрономії називають повʼязані взаєм. тяжі­н­ням групи зір спіл. походже­н­ня. Їх поділяють на два види — роз­сіяні й кулясті. Кулясті зоряні скупче­н­ня — щільні системи, утвор. сотнею тисяч чи кількома міль­йонами зір. Через велику взаємну силу тяжі­н­ня зір вони мають правильну, майже сферичну форму, що істотно не змінюється млрд р. Роз­поділ цих обʼєк­тів у Галактиці має сферичну форму — вони концентруються навколо її ядра, пере­буваючи на знач. від­станях від диска. Кулясті зоряні скупче­н­ня обертаються навколо галактич. центра з періодами в сотні млн р. Їхні орбіти — дуже витягнуті еліпси, по-різному нахилені до площини нашої зоряної системи. Зорі кулястих скупчень най­старіші в Галактиці. Їхній вік становить 5–6, а інколи й більше 12 млрд р. За такий час масивні зорі, що виникли на початку утворе­н­ня скупче­н­ня, віджили свій вік, а тому в кулястих зоряних скупче­н­нях нині присутні лише маломасивні зорі, більшість яких пере­буває на пізніх стадіях своєї еволюції. Роз­сіяні зоряні скупче­н­ня обʼ­єд­нують від кількох десятків до кількох тис. зір і містяться в диску Галактики (побл. галактич. площини). Інколи їх називають від­критими, оскільки вони не мають чіткої зовн. форми. За спо­стережень ці скупче­н­ня проявляють себе як ділянки, де зорі роз­таш. щільніше, ніж у середньому на небі. Зорі роз­сіяних скупчень, за­звичай, молоді — віком бл. десятків чи сотень млн р. Проте є скупче­н­ня, де вік зір становить 5–6 млрд р. Тобто роз­сіяні скупче­н­ня можуть значно різнитися зоряним складом. У молодих скупче­н­нях, окрім ін. зір, міститься багато блакит. гігантів, але немає гігантів червоних. У скупче­н­нях віком у млрд р. навпаки: є червоні надгіганти, гіганти, цефеїди, спалахуючі та ін., що властиво зорям на пізніх етапах еволюції. Щоправда, роз­сіяні скупче­н­ня рідко досягають «глибокої старості». Через слабкий гравітац. звʼязок між членами скупче­н­ня і під впливом гравітац. поля Галактики за проміжок часу від кількох сотень млн до кількох млрд р. вони роз­падаються. Окрім роз­сіяних зоряних скупчень, у Галактиці від­крито ще один схожий тип утворень, де зорі мають спіл. походже­н­ня. Це — зоряні асоціації. Вони більш роз­ріджені, ніж скупче­н­ня, і більші за роз­мірами: типова їхня протяжність становить 200–300 світл. р. Асоціації, за­звичай, повʼязані з масив. хмарами холод. молекуляр. газу, з якого й виникають зорі. Ця об­ставина до­зволила зробити важливий висновок — обʼєкти зоряних асоціацій пере­бувають там, де й народилися. Асоціації виявилися місцем зоре­утворе­н­ня, де цей процес або нещодавно закінчився, або продовжується й нині. Галактичні туман­ності — небесні обʼєк­ти різної форми, утвор. великими хмарами роз­рідженого газу та пилу, що вирізняються своїм ви­промінюва­н­ням або по­глина­н­ням ви­промінюва­н­ня на тлі зоряного неба — поділяють за їхнім зовн. ви­глядом на планетарні й дифузні, а за будовою — на газові, пилові та газопилові. Пилові туман­ності бувають як світлі, так і темні. В. Гершель на­звав слабкі туман­ні обʼєкти, чий ви­гляд нагадував йому планетні диски Урана й Нептуна, планетар. туман­ностями. Нині ві­домо, що вони не повʼязані з планетами, проте історично склалося так, що ця назва за ними закріпилася. Планетарна туман­ність — завершал. етап еволюції червоного гіганта. Скинута оболонка зорі роз­ширюється сферично у ви­гляді туман­ності в косміч. про­стір, а її оголене ядро пере­творюється на білий карлик. Діаметри планетар. туман­ностей становлять від сотих часток парсека до одного парсека, тобто всі вони значно більші, ніж діаметр Соняч. системи. Частина дифуз. туман­ностей є залишками спалахів наднових зір. Після вибуху залишається нейтрон­на зоря або чорна діра, а скинута оболонка утворює новий астрон. обʼєкт — волокнисту туман­ність. Велику кількість ві­домих нині залишків наднових зір від­крито завдяки їхньому потуж. радіови­промінюван­ню. Такі туман­ності є від­носно молодими, їхній вік становить від кількох сотень до кількох тис. р. Це повʼязано з тим, що з часом вони роз­ріджуються й фактично зникають. Коли ми спо­стерігаємо зоряне небо, то здається, що про­стір між зорями, за винятком окремих туман­ностей, порожній. На­справді це не так — він заповнений речовиною. До такого висновку астрономи ді­йшли після того, як на поч. 20 ст. було від­крито по­глина­н­ня (ослабле­н­ня) світла зір на шляху до земного спо­стерігача. Осн. компонентом між­зоряного середовища є газ, що складається з атомів і молекул. Він пере­мішаний з пилом, що становить бл. 1 % маси між­зоряної речовини. Велика кількість невидимого холод. газу — нейтрал. атоми водню. Маса його майже в сто разів пере­вершує масу пилу. Також виявлено ще холодніші й щільніші хмари молекуляр. водню, куди не потрапляють ультрафіолет. промені, а тому й не від­бувається іонізації атомів, унаслідок чого можуть утворюватися молекули. Роз­мірами вони при­близно такі, як і хмари атомар. водню, але густина їх у сотні й тисячі разів вища. У великих молекуляр. хмарах може міститися величезна маса речовини, що досягає сотень тисяч і навіть міль­йонів мас Сонця. У таких утворе­н­нях, що складаються пере­важно з водню, присутні й складніші молекули (напр., вода, аміак, етил. спирт тощо), а також най­простіші орган. сполуки. Деяка частина між­зоряної речовини на­гріта до дуже високих т-р, а тому її можна спо­стерігати в ультрафіолет. і рентґенів. променях. У рентґенів. діапазоні ви­промінює найгарячіший газ, що має температуру бл. млн °С. Він міститься в короні Галактики, а тому його називають коронал. газом, за аналогією з ро­зі­грітим газом у соняч. короні. До складу між­зоряного середовища в Галактиці також належать швидкі потоки елементар. часток — космічні промені — та електромагнітне ви­промінюва­н­ня. Крім того, між­зоряне середовище пронизують магнітні поля, повʼязані з хмарами між­зоряного газу, що рухаються разом з ними. Ці поля прибл. в 100 тис. разів слабкіші, ніж магнітне поле Землі. Проте їхня роль у Галактиці дуже важлива — вони сприяють утворен­ню найщільніших холод. хмар газу, в яких утворюються зорі. Ви­вче­н­ня зір (а всі зорі, що ми бачимо в ясну ніч, належать до нашої галактики) показало — вони істотно різняться між собою фіз. характеристиками. Тому В. Бааде роз­ділив зоряне насел. Галактики на дві групи — два типи населе­н­ня. До насел. I-го типу від­несено зорі, що заповнюють спірал. рукави Галактики, зорі роз­сіяних скупчень, довгоперіодичні цефеїди. Важливими пред­ставниками насел. I-го типу є гарячі зорі — білі гіганти, зорі ран­ніх спектрал. класів. Насел. II-го типу — зорі кулястих скупчень, зорі ядра Галактики. Серед цього типу насел. виділяють яскраві червоні надгіганти. Аналіз хім. складу зоряних атмо­­сфер показав, що зорі плоскої складової Галактики (насел. I-го типу) значно молодші від зір сферич. складової, тобто від насел. II-го типу. Отже, роз­поділ зір у нашій галактиці на під­системи певною мірою від­ображає еволюцію М. Ш.

Літ.: Ефремов Ю. Н. Млечный Путь. Фрязино, 2006; S. Clark. Galaxy: Explo­ring the Milky Way. New York, 2008.

І. П. Крячко

Завантажити статтю