Дисковые спиральные галактики, такие как Млечный путь, устроены особенно сложно. У галактики есть ярко выраженный сфероидальный компонент — гало, и есть плоский диск. Пространственное распределение звезд неоднородно, и значит, они движутся по-разному. Формы компонентов галактики и орбиты звезд отражают процесс формирования галактики как целого.

Звезды в гало движутся по сильно вытянутым орбитам, то отдаляясь от центра галактики, то приближаясь к нему. Скорости движения звезд достигают 200-300 километров в секунду. Такие скорости в галактиках обычны и связаны с их большими массами. Большая масса позволяет звездам двигаться очень быстро.

Рекомендуем по этой теме:
9352
Звездное население галактики
Несмотря на то, что скорости велики и орбиты вытянуты, галактическое гало не вращается. Орбиты ориентированы хаотически, и если одна звезда вращается по часовой стрелке, то обязательно найдется другая, которая вращается против часовой. Суммарный угловой момент будет близок к нулю.

В отличие от галактического гало звезды диска движутся в плоской среде, синхронно, по почти круговым орбитам. Их скорость также составляет около 200-300 километров в секунду. Движение звезд в диске галактики упорядочено. Его можно сравнить с движением струи газа. Струя движется в одном направлении с некой средней скоростью, но атомы и молекулы, составляющие струю, отклоняются от средней скорости. Отклонения от средней скорости для звезд галактических дисков не очень велики — порядка десятков километров в секунду.

В галактике есть объекты, которые движутся с гораздо более высокими скоростями. В ее центре расположена сверхмассивная черная дыра массой более четырех миллионов солнечных масс. Звезды движутся вокруг черной дыры по эллиптическим орбитам со скоростями, достигающими 5 тысяч километров в секунду. Зная размер орбит и скорости, мы смогли вычислить массу черной дыры — тяготеющего тела, которое обеспечивает эти скорости.

В галактике много звезд, движущихся с высокими скоростями. В окрестности Солнца (а Солнце расположено на расстоянии около 25 тысяч световых лет от галактического центра) предельная скорость звезд составляет около 500 километров в секунду. Более быстро движущиеся звезды за короткое по астрономическим меркам время — за сотни миллионов лет — покинут галактику. Поэтому такая скорость для нашей галактики является второй космической: позволяет звезде покинуть звездную систему.

В начале 2014 года вышла интересная работа австралийских астрономов, которые обнаружили звезду с удивительными свойствами. Они считают, что это одна из древнейших звезд нашей галактики. Звезда расположена на южном небе. В составе ее атмосферы очень мало элементов тяжелее гелия — в 10 миллионов раз меньше, чем в Солнце. Такое низкое содержание тяжелых элементов, или низкая металличность звезды, означает, что она действительно очень старая.

Химический состав звезд отражает состав газопылевого вещества, из которого они конденсировались. При постоянных взрывах сверхновых в межзвездную среду выбрасывается много тяжелых химических элементов. Если они отсутствуют в звезде, значит, она принадлежит к одному из первых поколений.

Скорость звезды составляет около 550 километров в секунду. Период ее обращения относительно центра галактики при такой скорости примерно равен четырем с половиной миллиардам лет. Около двенадцати с половиной миллиардов лет назад она начала падение на центральные области галактики с расстояния около 300-350 килопарсек (около миллиона световых лет). Это периферия галактики. Следовательно, звезда образовалась на самой периферии и принадлежит к раннему поколению.

Пространственная скорость звезды имеет три компонента. Один из них — движение звезды по лучу зрения — называется лучевой скоростью. Она замеряется по эффекту Доплера с помощью спектрографов (замеряется смещение линий относительно покоящегося объекта). Мы умеем измерять лучевые скорости с точностью лучше одного километра в секунду. Самые лучшие спектрографы позволяют измерять скорость с точностью до метров в секунду.

Рекомендуем по этой теме:
5340
Образование планетных систем
Это позволяет открывать планеты вокруг других звезд. Если массивная планета типа Юпитера расположена недалеко от своей звезды, и планета, и звезда движутся друг относительно друга по эллиптической орбите и звезда немножко дрожит. Дрожание имеет величину порядка нескольких метров в секунду, и они фиксируются современными средствами.

Два других компонента скорости представляют собой скорость поперек луча зрения. Они измеряются по видимому смещению звезды на небесной сфере, которое очень невелико. Изменения конфигурации известных созвездий мы можем заметить только через десятки тысяч лет. Поэтому измерить их — сложная задача. Раньше она решалась путем фотографирования одной и той же области неба на протяжении десятилетий.

В 1989 году был запущен космический аппарат Гиппарх, который наряду с расстояниями измерил тангенциальные скорости звезд. Примерно с мая 2014 года новый космический аппарат Гея будет делать то же для миллиарда более далеких звезд. Со временем мы получим хорошие представления не только об устройстве нашей галактики, но и о движении звезд в тангенциальном направлении.

Спектроскопические измерения лучевой скорости и астрометрические измерения тангенциальной скорости дают основу для изучения пространственных скоростей звезд.

Вернемся к движению звезд в галактических дисках. Зная скорость движения звезд по орбитам, можно оценить массу любой галактики. Скорость, с которой звезды движутся по почти круговым орбитам, определяется массой, которая притягивает звезды. Измеряя скорость вращения на разных расстояниях от центра галактики, мы можем восстановить распределение массы. В далеких галактиках мы можем проследить подобные кривые вращения до расстояния в сотню тысяч световых лет. В нашей галактике это сложнее, потому что мы не можем посмотреть на нее со стороны.

В некоторых далеких галактиках масса, которая необходима, чтобы поддерживать скорость вращения на уровне 200-300 километров в секунду, впятеро, вдесятеро больше массы светящегося вещества. Отсюда астрономы делают вывод о существовании невидимого вещества, которое проявляет себя только через тяготение. Это темная материя — одна из загадок современной астрономии и физики.

Помимо того, что звезды меняют скорость в процессе движения по своим сложным орбитам, они могут менять ее при взаимных сближениях. Лобовое столкновение звезд совершенно невероятно. Если уменьшить Солнце до размера в один сантиметр, ближайшая звезда в этих масштабах будет находиться от него на расстоянии порядка 150-200 километров. Столкнуться таким двум шарикам нелегко. Тем не менее они могут, пройдя на определенном расстоянии друг от друга, изменить свои скорости.

Механизм сближения звезд — двигатель динамической эволюции звездных скоплений и галактики в целом. При таких сближениях одна звезда получает энергию, а другая — теряет. И в звездной системе всегда находятся звезды, которые приобретают скорости больше второй космической и покидают звездную систему. В результате масса звездной системы уменьшается и она меняет свою структуру.

Это очень мощный двигатель эволюции. Рассеянные звездные скопления из-за этого механизма распадаются в течение 300-500 миллионов лет. Их время жизни очень мало по сравнению с возрастом нашей галактики. Область астрономии под названием динамика звездных систем описывает эти процессы и оценивает дальнейшую судьбу звездных систем.

Рекомендуем по этой теме:
3333
Методы поиска темной материи
Наблюдения на крупных телескопах позволяют найти шлейфы от распадающихся скоплений. Звезды, вылетающие из звездных скоплений, долгое время движутся по орбите вслед за скоплением. Обнаружив шлейфы по их форме и скоростям звезд, мы можем восстановить распределение масс в галактиках. Это стало возможным в 2000-х годах. Астрофизики опубликовали целый ряд работ по форме гравитационного потенциала нашей галактики. Эти работы опираются на шлейфы распадающихся звездных скоплений и карликовых спутников галактики.

В настоящее время в мире имеется несколько проектов по измерению скоростей звезд. Примерно для 800 тысяч звезд уже измерены лучевые скорости. Лучевые скорости совместно с пространственным распределением звезд дают нам представление о том, как возникала наша галактика, как она эволюционировала и почему сейчас мы видим ее такой, какая она есть.