любопитно

Поради огромните разстояния във Вселената , астрономите използват специфични мерни единици за изразяването им:

Астрономическа единица (AU) -

единица за дължина, приблизително равна на средното разстояние между Земята и Слънцето. Понякога се означава на кирилица с a.e.

Възприетата през 1976 г. стойност на астрономическата единица в системата на астрономическите константи е:
1 AU = 149 597 870 691 ± 30 m или приблизително 150 милиона километра.

Светлинна година (ly) -

единица за дължина, равна на разстоянието, което светлината изминава за една година със скорост 300 000 км/сек. Официално под "година" се разбира година, която се равнява на 365 дни и 6 часа. Използва се в астрономията за измерване на разстояния от порядъка на тези между звездите и галактиките. Една светлинна година е еквивалентна на 9.46053 x 10¹² километра, 5 880 000 000 000 мили или 63.240 AU. 3.6 светлинни години се равняват на един парсек (пс, pc). Разстоянието от Слънцето до Земята светлината изминава за 8 мин.

Парсек (pc) -

тази единица е равна на разстоянието, от което средният радиус на земната орбита се вижда под ъгъл от една дъгова секунда, тоест има паралакс една секунда. От това определение идва и наименованието на единицата ("паралакс секунда"). Парсекът е равен на приблизително 3,26 светлинни години или на 206 265 астрономически единици.

Междузвездно поглъщане на светлината -

До началото на XX в. повечето астрономи не вярвали в съществуването на тъмни мъглявини - тъмните празнини на фона на Млечния път били възприемани като дупки, области лишени от звезди. По-късно се установява, че това са огромни облаци от прах, преграждащи пътя на светлината от далечните звезди. До 1930 г., макар че съществуването на тъмни мъглявини вече е възприето, голямата част от астрономите продължават да смятат, че в свободните от такива мъглявини области, междузвездното пространство е празно и поради това - прозрачно. Днес знаем, че това не е така.

Пръв се опитал да даде количествена оценка на големината на поглъщането на светлината големият руски астроном Василий Яковлевич Струве (1794-1864).

Междузвездно почервеняване -

Когато лъчението на звездите преминава през междузвездното вещество, техният блясък намалява, защото част от лъчението се поглъща. Взаимодействието на звездното лъчение с междузвездната среда обаче не се изчерпва само с поглъщането. Веществото между звездите разсейва по-силно лъчите с по-малка дължина на вълната, каквито са например лъчите от синята област на спектъра. Затова, докато сините лъчи стигнат до Земята, техният интензитет намалява много повече от интензитета на червените лъчи. В резултат звездите изглеждат по-червени, отколкото са в действителност. Това явление наричаме междузвездно почервеняване

Нашата задача

История на изследването на Млечния път

Галилео Галилей (1564 - 1642)

Опознаването на Млечния път като галактика започва още от времето на Галилей и

продължава до днес. В началото на 17 век той насочил телескопа си към Млечния път и

открил, че е съвкупност от много звезди, и го определил като звездна система.

Имануел Кант (1724 - 1804)

В средата на 18 век Кант предложил няколко интересни хипотези за природата на Млечния път. Той смятал, че това е въртящ се диск от звезди и го нарекъл островна вселена, която може да бъде наблюдавана като слаба мъглявина. Също така предположил, че Млечният път не е уникален, а в Космоса съществуват множество такива системи.

Уилям Хершел (1738 - 1822)

Към края на 18 век Хершел създал телескоп, който бил голям за своето време. Той започнал едновременни наблюдения на Млечния път и други звездни системи. Част от изследванията целели определяне на формата на Млечния път. Той преброил звездите, които можел да наблюдава, приемайки, че имат една и съща яркост, която намалява с увеличаване на разстоянието до тях. Това му позволило да заключи, че Млечният път е плосък диск, почти елиптичен, който се разширява около 5 пъти повече в галактичната равнина, отколкото перпендикулярна на галактиката посока.

Скица на Млечния път от Уилям Хершел (18в.)

Якобс Каптейн (1851 - 1922)

През 20-ти век навлязла фотографичната астрономия. Каптейн използвал нови техники за определяне структурата на галактиката. Той разделил небето на 200 области. Направил преброявания на звездите, наблюдавал яркостта им и извършил спектрографски изследвания. Неговите анализи му позволили да определи разположението на звездите, но и той като

Хершел приел, че яркостта на звездите зависи само от разстоянието им до нас. Това не е съвсем вярно, защото игнорира ефекта на поглъщане от междузвездната среда.

Модел на Каптейн (1922 г.)

Моделът на галактиката, наречен „Вселената на Каптейн”, я представя като сплеснат диск, около 5 пъти по-дълъг в равнината, отколкото в перпендикулярна на нея посока. Той поставил Слънцето близо до галактичния център, приблизително на 650 парсека. Според него радиусът на Млечния път бил 10 килопарсека.

Харлоу Шепли (1885 - 1972)

През 20-те години на 20 век, Шепли публикувал няколко статии, основани на наблюдения на кълбовидни звездни купове. Концентрирането на кълбовидните купове в Стрелец (където на 2% от цялата площ на небесната сфера се намира 1/3 от всички купове) Шепли обяснявал с повишаване на пространствената плътност на куповете при приближаване към центъра на системата и с това, че Слънцето се намира много далеч от този център. Шепли бил убеден, че центърът на тази система е и център на Млечния път поради симетричното разпределение на куповете около равнината на Млечния път и факта, че центърът на куповете е в същата равнина.
Той определил разстоянието от Слънцето до галактичния център на 13 килопарсека, радиуса на Млечния път на 50 килопарсека, много по-големи от резултатите на Каптейн.

Модел на Харлоу Шепли

на схемата Слънцето е в центъра на координатната система,

а с червено е отбелязан галактичният център.

следва