Изменение и развитие галактики
Измеряя взаимное расположение звёзд на небе, астрономы ещё в начале XVIII века заметили, что координаты некоторых ярких звёзд (Альдебарана, Арктура и Сириуса) изменились по сравнению с теми, которые были получены в древности. Впоследствии стало очевидным, что скорости движения в пространстве у различных звёзд отличаются довольно значительно. Самая ''быстрая'' из них, получившая название ''летящая звезда Барнарда'', за год перемещается по небу на 10,8''. Это означает, что 0,5'' (угловой диаметр Солнца и Луны) она проходит менее чем за 200 лет. В настоящее время эта звезда (её звёздная величина 9,7) находится в созвездии Змееносца. Большинство из 300000 звезд, собственное движение которых измерено, меняют своё положение значительно медленнее – смещение составляет всего лишь сотые и тысячные доли угловой секунды за год. В целом же все звезды движутся вокруг центра Галактики. Солнце совершает один оборот примерно за 200 млн. лет. Современные сведения о распределении межзвездного вещества в Галактике удалось получить благодаря развитию радиоастрономии. Во-первых, выяснилось, что межзвездный газ, основную массу которого составляет водород, образует вокруг центра Галактики ветви, имеющие спиральную форму. Такая же структура прослеживается и по некоторым типам звёзд. Поэтому наша галактика относится к наиболее распространенному классу спиральных галактик. Надо отметить, что межзвёздное вещество существенно осложняет изучение Галактики оптическими методами. Оно распределено в объёме пространства, занятом звёздами весьма неравномерно. Основная масса газа и пыли располагается вблизи плоскости Млечного пути, где образует огромные (диаметром сотни световых лет) облака, называемые туманностями. В пространстве между облаками тоже есть вещество, хотя и в очень разрешенном состоянии. Форма Млечного пути, видимые в нем темные промежутки (самый большой из них вызывает его раздвоение, которое протянулось от созвездия Орла до созвездия Скорпиона) объясняются тем, что межзвёздная пыль мешает нам видеть свет расположенных за этими облаками звёзд. Именно такие облака не дают нам возможности увидеть ядро Галактики, которое можно изучать, только принимая идущее от него инфракрасное излучение и радиоволны. В редких случаях, когда поблизости от газопылевого облака располагается горячая звезда, эта туманность становиться светлой. Мы видим её потому, что пыль отражает свет яркой звезды. В галактике наблюдаются различные типы туманностей, образование которых самым тесным образом, связано с эволюцией звезд. К числу их относятся планетарные туманности, которые были названы так, поскольку в слабые телескопы они выглядят как диски далёких планет – Урана и Нептуна. Это внешние слои звезд, отделившиеся от них при сжатии ядра и превращении звезды в белого карлика. Эти оболочки расширяются, и в течение несколько десятков тысяч лет рассеиваются в космическом пространстве. Другие туманности являются остатками вспышек Сверхновых звезд. Самая известная из них – Крабовидная туманность в созвездии Тельца- результат вспышки Сверхновой, столь яркой, что её в 1054 г в течение 23 суток видели даже днем. На месте вспышки в настоящее время кроме туманности наблюдают пульсар - быстропревращающуюся нейтронную звезду. С периодом её вращения, равным 0,033 с, меняется яркость звезды в оптическом, радио и рентгеновском диапазонах излучения. Именно в звездах в процессе термоядерных реакций происходит образование многих химических элементов, а во время вспышек сверхновых, образуются даже ядра тяжелее железа. Потерянный звездами газ с повышенным содержанием тяжёлых химических элементов меняет состав межзвездного веществ, из которого впоследствии образуются звезды. Поэтому химический состав звезд ''второго поколения'', к числу которых принадлежит, вероятно, и наше Солнце, несколько отличается от состава старых звезд, образовавшихся ранее.
