Млечный Путь

Млечный Путь(Галактика) —галактика, в которой находитсяЗемляиСолнечная система. Относится к типуспиральных галактик с перемычкой. Радиус Млечного Пути считается равным радиусу егозвёздного дискаи составляет 16килопарсек. Полная масса Галактики с учётомтёмной материиоценивается как 1—2⋅10M⊙. В Млечном Пути находится от 100 до 400 миллиардовзвёзд, а его светимость составляет 2⋅10L⊙. По сравнению с другими спиральными галактиками Млечный Путь имеет довольно большую массу и высокую светимость.Солнечная системарасположена на расстоянии в 7,5—8,5 килопарсеков от центра Галактики и движется вокруг него со скоростью 220 км/с.
Всезвёзды, видимыеневооружённым глазом, относятся к нашей Галактике, но название «Млечный Путь» происходит отсветлой туманной полосынаночном небе, свет которой создаётся многочисленными тусклыми звёздами в диске Галактики. Из-за того, чтоЗемлянаходится внутри Млечного Пути, точный вид нашей Галактики снаружи неизвестен.
Большинство звёзд в Галактике сосредоточено вгалактическом дискесоспиральными рукавами. Также в ней присутствуют средних размеровбалджи умеренно выраженныйбар, и поморфологической классификацииеё относят к типу SBbc или SABbc. Кроме того, диск Млечного Пути окружёнгалактическим гало, в котором содержится небольшая доля звёзд и большое количество гипотетическойтёмной материи. Вцентре Галактикирасположенасверхмассивная чёрная дыраСтрелец А*.
В Млечном Путитемп звездообразованиясоставляет 1,6—2M⊙в год. В упрощённом видезвёздное населениеГалактики можно разделить нанаселение Iинаселение II. Первое состоит из относительно молодых звёзд с высокойметалличностью, которые двигаются по орбитам, близким к круговым, и составляют плоский вращающийсягалактический диск. Второе — это старые звёзды, бедные тяжёлыми элементами, которые движутся по вытянутым орбитам и составляютгалосфероидальной формы, которое не вращается как целое, ибалдж.Межзвёздный газирассеянные звёздные скопленияотносятся к населению I, ашаровые скопления— к населению II. Более точным является разделение звёздного населения на подсистемытолстогоитонкого диска, гало и балджа по отдельности. Различные подсистемы галактики также имеют разную динамику: более плоские подсистемы быстрее вращаются и имеют меньшую дисперсию скоростей.
Млечный Путь находится вМестной группе галактик. Галактика является второй в группе по размеру и по количеству звёзд послегалактики Андромеды, но массы двух галактик сравнимы. Галактика имеет более двух десятковгалактик-спутников, из которых наиболее крупные —БольшоеиМалое Магеллановы Облака. Через 4 миллиарда лет произойдётстолкновение и слияние Млечного Пути и галактики Андромеды, в результате чего образуетсяэллиптическая галактика.
Млечный Путь известен с древности. В 1610 годуГалилео Галилейобнаружил, что диффузный свет полосы Млечного Пути создаётся большим количеством тусклых звёзд. Через полтора века, в 1784—1785 годах,Уильям Гершельсделал первую попытку определить размер и форму нашей Галактики. Гершель сделал вывод, что Млечный Путь имеет форму сплюснутого диска, однако сильно недооценил его диаметр. В 1917 годуХарлоу Шепливпервые показал, что Солнце находится вдали от центра нашей Галактики, а в 1924—1925 годахЭдвин Хабблсмог доказать, чтоВселеннаяне ограничивается нашей Галактикой. Важную роль в изучении нашей Галактики сыграл космический телескопHipparcos, запущенный в 1989 году, с помощью которого были измерены координаты,собственные движенияи расстояния до большого количества звёзд. С 2013 года эту задачу выполняет космический телескопGaia.
Млечный Путь с древности имел культурное, религиозное и философское значение у разных народов. Само название «Млечный Путь» происходит изгреко-римской мифологии. По одной из легенд,Гераотказывалась кормить грудью незаконнорождённых детейЗевса. Однажды, пока Гера спала,Гермесподнёс к её грудиГеракла, и после того, как тот начал кормиться, Гера проснулась и оттолкнула его. Молоко, которое брызнуло при этом из груди, превратилось в Млечный Путь. Само слово «галактика» также связано с этим мифом и происходит отдр.-греч.Κύκλος Γαλαξίας, что в переводе означает «молочный круг».
Млечный Путь —спиральная галактика, в которой находитсяЗемляи всяСолнечная система. Млечный Путь также называют Галактикой — с заглавной буквы. Разделастрономии, который занимается изучением Млечного Пути —галактическая астрономия.
Звёздный дискМлечного Пути простирается до расстояния в 16килопарсековот центра, радиус Галактики принято считать таким же.Звёздное галопрослеживается до расстояния в 80 килопарсеков от центра, а системашаровых звёздных скоплений― ещё дальше, до 100 килопарсеков. В пределах 21 килопарсека от центра Млечного Пути содержится масса 2⋅10M⊙. Полная масса нашей Галактики с учётомтёмной материичаще всего оценивается как 1—2⋅10M⊙, хотя некоторые значения находятся вне этого диапазона. Из этой величины назвёзды, которых в нашей Галактике содержится, по разным оценкам, от 100 до 400 миллиардов, приходится около 5―6⋅10M⊙. Светимость Млечного Пути вполосе Vсоставляет 2⋅10L⊙, что соответствуетабсолютной звёздной величине−20,9. Таким образом, по сравнению с другими спиральными галактиками Млечный Путь имеет довольно большую массу и высокую светимость.
Солнечная системарасположена на расстоянии в 7,5—8,5килопарсековот центра Галактики в небольшом спиральномРукаве Ориона, между крупнымирукавами ПерсеяиСтрельцана расстоянии 1,5—2 килопарсеков от обоих. Отгалактической плоскостиСолнечная система сейчас удалена на 10парсеков. Наклонэклиптикик галактической плоскости составляет 60 градусов.
Солнце движется относительноцентра Галактикисо скоростью около 220 км/с и делает полный оборот вокруг него за 240 миллионов лет. Относительно ближайших звёзд Солнце движется со скоростью 20 км/с в направлениисозвездия Геркулеса. Орбита Солнца в Галактике отличается от круговой: в процессе движения Солнце может оказываться на 0,1 килопарсека ближе и на 0,6 килопарсека дальше от центра, чем сейчас, и удаляться от галактической плоскости на расстояние до 85 парсеков.
Положение Солнечной системы внутри нашей Галактики вносит определённые особенности в возможности её изучения. С одной стороны, только в Млечном Пути можно наблюдать объекты с небольшой светимостью, такие каккрасныеибелые карлики, напрямую измерять размер и форму некоторых звёзд, а также изучать трёхмерную структуру Галактики: для других галактик строение известно лишь в проекции нанебесную сферу. Это же обстоятельство создаёт, однако, и ряд проблем. Объекты Галактики расположены со всех сторон, а расстояния до них сильно различаются, так что для изучения Млечного Пути необходимо проводить обзор всего неба и учитывать различие расстояний. Кроме того, на свет от объектов вблизигалактического экваторасильно влияетмежзвёздное поглощение, связанное с присутствиеммежзвёздной пылив диске Галактики.
Для изучения Млечного Пути удобно использоватьгалактическую систему координат, непосредственно связанную со структурой нашей Галактики. В ней используетсягалактический экватор—большой кругнебесной сферы, который совпадает с плоскостьюдиска Галактики. Первая координата —галактическая широтаb{\displaystyle b}— равна углу между направлением на светило и галактическим экватором. Вторая координата —галактическая долготаl{\displaystyle l}— равняется углу вдоль галактического экватора между направлением нацентр Галактикии направлением на светило. Центр Галактики в этой системе имеет координатыl=0{\displaystyle l=0},b=0{\displaystyle b=0}.Северныйиюжный полюса Галактикирасположены, соответственно, наb=+90∘{\displaystyle b=+90^{\circ }}иb=−90∘{\displaystyle b=-90^{\circ }}.
Центр Галактики в этой системе координат не совпадает с положением радиоисточникаСтрелец A*в ядре Галактики, а отстоит от него приблизительно на 5 минут дуги, поскольку Стрелец A* был открыт позднее, чем была введена эта система координат.
НаэпохуJ2000.0координаты центра Галактики вэкваториальной системе координат—склонениеδ{\displaystyle \delta }ипрямое восхождениеα{\displaystyle \alpha }— составляютδ=−28∘56,2′{\displaystyle \delta =-28^{\circ }56{,}2'},α=17h45,6m{\displaystyle \alpha =17^{h}45{,}6^{m}}. Галактический экватор наклонён кнебесному экваторуна 62,87°, экваториальные координаты северного полюса Галактики составляютδ=+27∘7,7′{\displaystyle \delta =+27^{\circ }7{,}7'},α=12h51m{\displaystyle \alpha =12^{h}51^{m}}.
Всезвёздына небе, видимыеневооружённым глазом, относятся к нашей Галактике. Несмотря на это, когда говорят о виденочного неба, Млечный Путь ограничивают толькосветлой туманной полосой с тем же названием, которая опоясывает всё небо. Свет Млечного Пути создаётся звёздамидиска Галактики, большинство которых не видны по отдельности. Млечный Путь можно увидеть на достаточно тёмномночном небе— вдали отгородови при отсутствииЛунынад горизонтом.
Млечный Путь на небе имеет неровную форму, его ширина составляет около 15градусов. На фоне Млечного Пути располагаются различныетуманности, например,туманность Лагунаитуманность Розетка. Некоторые участки, такие какБольшой Провал, кажутся более тёмными, поскольку свет с тех направлений перекрывается облакамимежзвёздной пыли. Наиболее ярким Млечный Путь становится в направлении нацентр Галактики.
Межзвёздное поглощениев диске приводит к тому, что вокруггалактического экватораприсутствуетзона избегания— область, занимающая 20 % неба, где воптическом диапазонене видны внегалактические объекты. Тем не менее, галактики в зоне избегания могут быть обнаружены, например, при наблюдениях винфракрасномирадиодиапазоне.
ПосколькуЗемлянаходится внутри Млечного Пути, точный вид нашей Галактики снаружи неизвестен, однако, опираясь на информацию о строении Галактики, которое можно определять различными способами (см. ниже➤), можно моделировать её внешний вид, а также предполагать, что галактики со сходными параметрами должны выглядеть похожими на Млечный Путь. Голландский учёный Корнелий Истон выдвинул гипотезу о том, что Млечный Путь является спиральной галактикой, по аналогии со спиральным строением галактики «Туманность Андромеды».
Звёзды в нашей Галактике сосредоточены в основном вдиске. Кроме того, в Галактике присутствуетбалджсредних размеров и раскрытыеспиральные рукава, а также умеренно выраженныйбар. Таким образом, Млечный Путь —спиральная галактикапозднегоморфологического типа, причём некоторые её параметры, например, общее количествонейтрального водородаи размер балджа, соответствуют типу Sb, а другие, кактемп звездообразования— типу Sc. С учётом наличия бара, по морфологической классификации нашу Галактику относят к типу SBbc или SABbc.
Структурные составляющие Галактики отличаются не только расположением и формой, но и параметрами звёздного населения, такими как возраст иметалличность(см. ниже➤), и динамикой (см. ниже➤).
Диск— основная составляющая нашей Галактики по содержанию звёздной массы. Он имеет плоскую форму и в нём также находятсяспиральные рукава. Звёздная масса всего диска составляет около 5⋅10M⊙. Диск нашей Галактики можно подразделить натонкийитолстый, причём в первом содержится приблизительно на порядок больше массы, чем во втором, и 80 %барионноймассы Галактики вообще. Эти составляющие имеют разные параметры, и, вероятно, сформировались различным образом (см. ниже➤).
В окрестностях Солнца толстый диск имеет толщину 1,2 килопарсека, тонкий — 300—400 парсеков и содержит ещё более тонкую газовую составляющую. И тонкий, и толстый диск становятся толще во внешних областях Галактики. Толстый диск состоит в основном из старых звёзд с низкойметалличностью, а в тонком звёзды более молодые и богатые металлами (см. ниже➤), между ними есть и другие различия.
Распределение плотности вещества в зависимости от расстояния до центра в тонком диске Млечного Пути, как и в других галактиках,экспоненциальное, его характерный радиус составляет 3 килопарсека. Тонкий диск простирается до 16 килопарсеков от центра Галактики, а газовая составляющая простирается дальше и прослеживается вплоть до 35 килопарсеков от центра. Диск имеет искривлённую форму во внешних областях, вероятно, из-завзаимодействия с другими галактиками.
О наличииспиральных рукавовв диске Галактики трудно сделать вывод, наблюдая в оптическом диапазоне, из-за поглощения светамежзвёздной пылью. Однако при составлении карты распределениянейтрального водородаилимолекулярных облаков, а также очень молодых объектов, таких какзвёздные ассоциации, спиральные рукава можно заметить. Плотность газа в рукавах в несколько раз превышает плотность в остальных частях диска, а также именно там наиболее активно происходитзвездообразование. Спиральные рукава представляют собойволны плотности, так что спиральный узор в целом вращается с другой скоростью, чем звёзды и газ.
Расположение, длина и даже количество спиральных рукавов ещё точно не определены, но чаще всего считается, что в Млечном Пути четыре крупных спиральных рукава: два главных —рукав Центавраирукав Персея, и два вторичных —рукав Наугольникаирукав Стрельца. Их форма представляет собойлогарифмические спирали, закрученные под углом около 12°. Помимо крупных рукавов, выделяются и более мелкие подобные образования, как, например,рукав Ориона, также называемый Местным рукавом. Газовые составляющие рукавов простираются гораздо дальше, чем система звёзд в Галактике. Кроме того, молекулярный газ в диске образуеткольцосо внутренним и внешним радиусами 4 и 6 килопарсеков от центра.
Наиболее изученная область Галактики — окрестностьСолнечной системы. Например, в пределах 10парсековот Солнца известно 373звезды, среди которых 20белых карликов, 85коричневых карликов, большинство —красных карликов. Расстояние от Солнца до ближайшей звезды —Проксимы Центавра— составляет 1,3 парсека, до ближайшегозвёздного скопления—Гиад— 40 парсеков.
Вокруг Солнечной системы расположенпояс Гулда— кольцеобразная структура, содержащая большое количество ярких звёзд и газа. Пояс Гулда имеет эллиптическую форму, его размеры — приблизительно 500×1000 парсеков и он наклонён на 20° к плоскости диска Галактики, а Солнце удалено на 100 парсеков от его центра. Среди всех звёздспектральных классовOиB, расположенных в пределах 1 килопарсека от Солнца, 90 % находятся в поясе Гулда.
Для окрестности Солнца можно определить плотность вещества по динамическим характеристикам Галактики, а также измерить плотность различных наблюдаемых составляющих диска. Различие этих величин, по всей видимости, обусловлено наличием тёмной материи (см. ниже➤). В таблице приведён вклад каждой составляющей в объёмную плотность в ближайшей окрестности Солнца и в поверхностную плотность диска по всей его толщине:
Оценки для объёмной и для поверхностной плотности не противоречат друг другу. Например, различие доли тёмной материи в ближайшей окрестности Солнца и по всей толщине диска отражает тот факт, что плотность тёмной материи медленнее снижается при удалении от диска, чем плотность обычного вещества, поэтому вклад тёмной материи во всей толщине диска выше, чем вблизи его плоскости. С учётом толщины диска, оценки объёмной и поверхностной плотности тёмной материи согласуются, хотя величина объёмной плотности в 0,01M⊙/пк³ не превышает погрешности измерения.
В центральной части Млечного Пути присутствует умеренно выраженныйбалдж. Он представляет собой сплюснутыйсфероидразмерами 2,2×2,9 килопарсека, а его масса вместе сбаром(см. ниже➤) составляет около 9⋅10M⊙. Физически балдж нашей Галактики не является классическим, а относится кпсевдобалджам― в отличие от классических балджей, они вращаются, имеют более плоскую форму и больше похожи на диски. Балдж Млечного Пути имеет как ящикообразную, так и дискообразную составляющую.
В изучении балджа важную роль сыграло наличиеокна Бааде— небольшой области неба вблизи центра Галактики, гдемежзвёздное поглощениеотносительно мало, что позволяет наблюдать объекты этой составляющей Галактики.
В Млечном Пути присутствуетбар— вытянутая структура в центральной части диска. Его радиус составляет 4 килопарсека и его большая ось направлена под углом 20° к лучу зрения. Ближе к Солнцу находится та часть бара, которая видна на положительнойгалактической долготе, поэтому видимое распределение звёзд в центральной области Галактики оказывается асимметричным. Другой признак, указывающий на наличие бара ― аномальные скорости движения газа в центральной части Галактики, в частности, его положительные и отрицательныелучевые скоростидостигают 200 км/с.Гравитационный потенциалбара несимметричен, так что он может придавать газу дополнительныймомент силы.
Кроме основного бара, в центре Галактики есть и вторичный бар небольшого размера, с радиусом около 150 парсеков, который ориентирован практически перпендикулярно основному. По всей видимости, именно с этим вторичным баром связано кольцо молекулярного газа в центре Галактики радиусом в 200 парсеков.
Звёздное гало— протяжённая подсистема Галактики практически сферической формы. Звёздное гало простирается до расстояния в 80 килопарсеков от центра Галактики, а самые далёкие звёзды были обнаружены в 320 килопарсеках. Гало содержит лишь несколько процентов всех звёзд Млечного Пути — его звёздная масса составляет около 10M⊙, при этом в гало содержится большое количествотёмной материи(см. ниже➤).
Звёздное гало неоднородно: в нём наблюдаютсязвёздные потоки, такие какпоток СтрельцаиКольцо Единорога. Звёздные потоки — группы звёзд, занимающих определённую область пространства, которые особенно выделяются близкими скоростями и сходным химическим составом. Поэтому их появление объясняется разрушениемкарликовых галактик, которые были спутниками Млечного Пути,приливными силами. В частности,карликовая эллиптическая галактика в Стрельцев настоящее время испытывает сильное приливное воздействие и создаёт поток Стрельца.
Вцентре Галактикинаходитсясверхмассивная чёрная дыра. Её масса составляет 4,3⋅10M⊙, она наблюдается как компактный источник радиоизлученияСтрелец A*и входит в состав более крупного радиоисточникаСтрелец A. Вблизи этой чёрной дыры известны отдельные звёзды: у одной из них период обращения вокруг центра Галактики составляет 15 лет, другая приближалась к центру на расстояние в 60а.е.и двигалась со скоростью 9000 км/с.
Центральная область размером около 1 парсека содержит два звёздных скопления: относительно старое с массой 10M⊙и очень молодое с массой 1,5⋅10M⊙, оба имеют дискообразную форму. Также в области размером 2×3 парсека вокруг центра отсутствует газ: вероятно, он был унесёнзвёздным ветром. На границе этой области находится газовое кольцо, которое, по-видимому, представляет собойаккреционный дискчёрной дыры. В пределах 100 парсеков от центра Галактики ― области, которую часто называют ядром ― происходит активноезвездообразование: там обнаруженыостатки сверхновых, источникиинфракрасного излученияигигантские молекулярные облака. На большем удалении от центра располагаетсяцентральная молекулярная зона— кольцеобразная область радиусом 200 парсек, содержащая большое количество молекулярного газа.
Изучение центра Галактики затруднено тем, что величина поглощения света межзвёздной пылью в направлении центра достигает 30вполосе V, так что эту область наблюдают только в инфракрасном и радиодиапазоне.
В Млечном Путитемп звездообразованиясоставляет, по разным оценкам, 1,6—2M⊙в год. В очень упрощённом видезвёздное населениеГалактики можно разделить нанаселение Iинаселение II. Первое состоит из относительно молодых звёзд с высокойметалличностью, которые двигаются по орбитам, близким к круговым, и составляют плоский вращающийсягалактический диск. Второе — это старые звёзды, бедные тяжёлыми элементами, которые движутся по вытянутым орбитам и составляютгалосфероидальной формы, которое не вращается как целое, ибалдж. К тому или иному населению могут относиться не только звёзды, но и другие объекты Галактики. Среди характерных представителей населения I —межзвёздный газ,звёздные ассоциацииирассеянные скопления, а такжеклассические цефеиды. К населению II относятся, например,шаровые скопленияипеременные типа RR Лиры.
Однако вышеописанная система считается в целом устаревшей.Корреляциямежду возрастом, химическим составом и кинематикой оказалась неидеальной, а вместо чёткого разделения была обнаружена более плавная градация. В каждой части Галактики в действительности наблюдаются звёзды разных возрастов и металличностей: разброс этих параметров оказывается довольно большим. Кроме того, по характеристикам населения диск можно разделить натонкийитолстый диск(см. выше➤), а население балджа отличается от населения гало, поэтому целесообразнее говорить о населениях этих четырёх подсистем по отдельности.
К населению тонкого диска принадлежитСолнцеи 96 % звёзд в его окрестности. Тонкий диск содержит звёзды различных возрастов: от возникающих прямо сейчас до звёзд возрастом 10 миллиардов лет, а их средний возраст составляет 6 миллиардов лет. Таким образом, тонкий диск — относительно молодая подсистема, где до сих пор идётзвездообразование, наиболее активное вспиральных рукавах. Звёзды тонкого диска имеют высокуюметалличность: в среднем доля тяжёлых элементов в них сравнима с солнечной и у большинства звёзд составляет от 1/3 до 3 солнечных. В тонком диске наблюдаетсяградиентметалличности: во внутренних частях диска она выше, чем во внешних. Тонкий диск быстро вращается вокруг центра Галактики, а звёзды движутся по орбитам, близким к круговым. В окрестности Солнца скорость движения звёзд тонкого диска составляет около 220 км/с.
Население толстого диска по различным параметрам отличается от населения тонкого. К толстому диску относится около 4 % звёзд вблизи Солнца, вероятно, одной из них являетсяАрктур. Эти звёзды довольно старые, их возраст составляет около 10—12 миллиардов лет. Они имеют более низкую металличность, чем звёзды тонкого диска: у большинства из них содержание металлов— от 1/10 до 1/2 солнечного, в среднем — 1/4. При этом в звёздах толстого диска содержаниеальфа-элементов, таких, каккислородимагний, по отношению ко всем металлам выше, чем в тонком диске. Толстый диск, как и тонкий, вращается, но с меньшей на 40 км/с скоростью, так что звёзды двигаются по эллиптическим орбитам и обладают более высокой дисперсией скоростей.
Звёздное гало состоит из старых звёзд с очень низкой металличностью, в основномсубкарликов, — ближайшей к Солнцу звездой гало являетсязвезда Каптейна. Возрасты звёзд гало превышают 12 миллиардов лет, а доля металлов обычно составляет от 1/100 до 1/10 солнечной, чаще всего — около 1/30. Звёзды этой подсистемы практически не имеют суммарногомомента импульса, обладают большой дисперсией скоростей и движутся по очень вытянутым орбитам, поэтому звёздное гало в целом имеет близкую к сферической форму и не вращается.
Балдж Галактики состоит в основном из звёзд старше 7 миллиардов лет, но в нём встречаются и более молодые звёзды, некоторые из которых моложе 500 миллионов лет. Металличность звёзд балджа сильно варьируется — для большинства звёзд эта величина лежит в диапазоне от 2 % до 1,6 солнечной, но в среднем она относительно высока и составляет 0,6 солнечной, кроме того, звёзды балджа обогащеныальфа-элементами. По-видимому, население балджа сформировалось под воздействием различных механизмов. Вблизи Солнца нет представителей населения балджа.
В Млечном Пути присутствуют различные группы звёзд:шаровыеирассеянные звёздные скопления, а такжезвёздные ассоциации. В этих системах звёзды имеют общее происхождение. Кроме того, в Галактике встречаютсядвижущиеся группы звёзд, где звёзды не обязательно сгруппированы в пространстве, но обладают близкими скоростями движения.
Шаровые скопления имеют близкую к сферической форму и содержат большое количество звёзд: от тысяч до миллионов, а их размеры составляют от 3 до 100 парсек. Самое яркое шаровое скопление Млечного Пути,Омега Центавра, имеетабсолютную звёздную величину−10,4, а у самых тусклых она составляет около −3, среднее и наиболее часто встречающееся значение — −7. Шаровые скопления населяютбалджигало: они встречаются на расстояниях до 100 килопарсеков от центра, а в центре они сосредоточены в наибольшей степени.
Шаровые скопления в Млечном Пути ― старые объекты, возрасты которых составляют 11―13 миллиардов лет, хотя не во всех галактиках это так — во многих встречаются молодые шаровые скопления. Эти объекты в основном имеют низкиеметалличности, вплоть до −2,5, но у некоторых скоплений металличность превышает солнечную.
Известно около 150 таких объектов в Галактике, а общее их количество должно составлять приблизительно 200: некоторые из них скрыты межзвёздной пылью и потому не наблюдаются.
В Млечном Пути выделяется две подсистемы шаровых скоплений: F-скопления, или скопления гало, которые имеютметалличностьниже −0,8, и G-скопления, или скопления диска, металличность которых выше этого значения. Скопления гало распределены практически сферически симметрично, простираются до бо́льших расстояний от центра и более многочисленны, чем скопления диска, которые образуют более плоскую подсистему. Вероятно, скопления диска относятся к населениютолстого диска.
В отличие от шаровых скоплений, рассеянные имеют менее упорядоченную форму и более разрежены, имеют меньшие размеры ― порядка 10 парсеков и ниже, и меньшее количество звёзд ― от десятков до нескольких тысяч. Самые тусклые рассеянные скопления имеют абсолютные звёздные величины слабее −3, а у самых ярких этот параметр достигает −9. Рассеянные скопления распределены в плоскости Галактики, а самые молодые из них сконцентрированы вспиральных рукавах.
Рассеянные скопления ― в основном молодые объекты, а большинство из них распадается за несколько сотен миллионов лет после возникновения, хотя среди них встречаются и гораздо более старые объекты. Соответственно, в рассеянных скоплениях встречаются яркие голубые звёзды, которые отсутствуют в шаровых. Рассеянные скопления имеют высокие металличности, в среднем сравнимые с солнечной.
В Галактике известно более 1200 рассеянных скоплений. Однако из-за того, что такие скопления не всегда выделяются на фоне других звёзд и находятся в диске Галактики, где их мешает наблюдать межзвёздное поглощение, известна лишь малая часть всех рассеянных скоплений Галактики.
Звёздные ассоциации — очень молодые группы звёзд, которые вместе сформировались в одной области. Ассоциации имеют крупные размеры — до 80 парсеков, поэтому звёзды в ассоциациях слишком слабо связаны гравитацией и за несколько миллионов лет такие структуры распадаются. Хотя в ассоциациях обычно не более тысяч звёзд, самые яркие из них могут быть даже ярче шаровых скоплений, поскольку в них содержатся массивные яркие звёзды с небольшими сроками жизни.
Пространство между звёздами нашей Галактики заполнено разреженноймежзвёздной средой, которая сосредоточена в диске и состоит на 99 % из газа — преимущественноводородаигелия. Ещё 1 % составляет пыль, которая проявляет себямежзвёздным поглощениемиполяризациейсвета. К межзвёздной среде также относятмагнитное поле, сила которого составляет 3микрогаусса— эта величина слишком мала, чтобы влиять на движение газа в Галактике, но достаточна, чтобы частицы пыли поворачивались определённым образом и создавали поляризацию света. В межзвёздной среде присутствуюткосмические лучи— заряженные частицы, такие какэлектроныипротоны, движущиеся срелятивистскими скоростями.
Межзвёздная среда Млечного Пути очень неоднородна и по температуре, и по плотности. Горячий газ может иметь температуру до миллионакельвинов, а холодный — ниже 100 K. Концентрация может быть как сильно ниже средней в 1 частицу на см³, так и доходить до 10частиц на см³ вмолекулярных облаках. Эта неоднородность поддерживается постоянным взаимодействием межзвёздной среды, например, созвёздным ветроми из-за вспышексверхновых.
Одна из заметных составляющих Галактики —области H II. В них присутствует множество молодых ярких звёзд, которые формируются в таких областях иионизуютокружающий их газ, из-за чего области H II и светятся. Характерный размер этих областей составляет 50световых лет, но самые крупные могут иметь диаметры около 1000 световых лет, массы газа в таких объектах варьируются от 1—2M⊙до нескольких тысяч. Области H II концентрируются в спиральных рукавах, хотя встречаются и в пространстве между рукавами.
Планетарные туманностиимеют внешнее сходство с туманностями других видов и светятся за счёт ионизации их газа. Они представляют собой остатки звёзд, которые завершили своюэволюциюи сбросили внешние оболочки, так что их характерные размеры близки к 1 световому году, а масса газа — около 0,3M⊙. Они наблюдаются в разных частях диска и во внутренних областях гало. По оценкам, в Галактике должно быть около 20 000 планетарных туманностей, но известно лишь 1800.
Остатки сверхновыхвозникают после вспышексверхновых. По сравнению с планетарными туманностями, масса газа в них больше, они быстрее расширяются и меньше времени видны. Также они создаютсинхротронное излучениеврадиодиапазоне. Во всей Галактике сверхновые вспыхивают приблизительно раз в 50 лет.
Полная масса Млечного Пути, которую можно оценить по динамическим характеристикам (см. ниже➤), значительно больше, чем масса наблюдаемого в нём вещества, аналогичная картина наблюдается и для большинства других галактик. Это приводит к выводу о наличии в нашей и в других галактикахтёмной материи, природа которой неизвестна и которая не наблюдается, но участвует вгравитационном взаимодействии.
Тёмная материя распределена вгало Галактики(см. выше➤) и образуеттёмное гало, которое простирается вплоть до расстояния в 100—200 килопарсеков от центра. Во внутренних частях Галактики тёмная материя не вносит значительного вклада в общую массу, но, поскольку её плотность падает с расстоянием от центраR{\displaystyle R}медленно — пропорциональноR−2{\displaystyle R^{-2}}— тёмная материя доминирует на окраине Галактики и суммарно составляет наибольшую долю полной массы Млечного Пути.
Наша Галактика вращается, причём вращение разных подсистем происходит с разной скоростью — более плоские подсистемы вращаются быстрее всего. Солнце вместе со звёздами диска вращается вокруг центра Галактики со скоростью 220 км/с.
Точный видкривой вращенияГалактики получается различным в разных исследованиях, но её форма в целом известна. Кривая вращения пологая и не падает до расстояний в десяткикилопарсекот центра, что связано с наличием большого количестватёмной материи. Кроме того, изпостоянных Оортаможно определить наклон кривой вращения в окрестности Солнца. Он составляет около −2 км/с на килопарсек, то есть, в этой части Галактики кривая вращения практически постоянна.
Скорости отдельных звёзд отличаются от скорости вращения диска, их разность называется остаточной скоростью. Полнаядисперсия остаточных скоростейзвёзд для более плоских систем является наименьшей, вплоть до 15 км/с, в то время как в сферической подсистеме эта величина может достигать 100—150 км/с. Для более старых звёзд в среднем скорость вращения вокруг центра Галактики ниже, чем для более молодых, а их дисперсия скоростей больше. Так, например, в окрестности Солнца дисперсия скоростей в направлении перпендикулярно плоскости диска для звёзд классовOиB, которые живут небольшой срок, составляет 6 км/с, а для карликов классов отGдоM, которые в среднем очень старые — 21 км/с. Это объясняется тем, что со временем дисперсия скоростей звёздных систем увеличивается из-за взаимодействия звёзд смолекулярными облакамииспиральными рукавами.
Остаточные скорости звёзд распределеныанизотропно: для всех подсистем дисперсия в направлении на центр Галактики оказывается больше, чем дисперсия в направлении вращения диска и в направлении перпендикулярно плоскости диска. Кроме того, это распределениеасимметричноотносительно направления на центр Галактики. Это явление называетсяотклонением вертекса, а его причиной считается асимметрия гравитационного потенциала Галактики из-за наличия в диске спиральных рукавов.
Млечный Путь находится вгруппеиз нескольких десятковгалактик, называемойМестной группойи имеющей размер около 2мегапарсеков. Млечный Путь игалактика Андромеды— две доминирующих галактики в Местной группе по многим параметрам. Галактика Андромеды крупнее нашей Галактики и содержит больше звёзд, но Млечный Путь имеет сравнимую или даже бо́льшую массу, чем у галактики Андромеды, благодаря массивномугало тёмной материи. Ещё один объект —галактика Треугольника— является третьей крупной галактикой группы.
Наша Галактика с её более чем двумя десяткамигалактик-спутниковобразует в Местной группеподгруппу Млечного Пути, размер которой составляет 300 килопарсеков. Самые крупные и наиболее известные спутники —БольшоеиМалое Магеллановы Облака, в них идётзвездообразованиеи присутствуют яркие молодые звёзды. Остальные спутники —карликовые сфероидальные галактики, где звездообразование не идёт. Они получают названия по созвездию, в котором наблюдаются, например,галактика Печь,галактика Скульпторигалактика Насос.
Большой взрывпроизошёл 13,7 млрд л. н. Считается, что в ранней Вселенной из первичных флуктуаций плотности образовались небольшиегало тёмной материимассами порядка 10M⊙. Эти объекты собрали в себя газ, заполнявший Вселенную, и, сталкиваясь друг с другом, образовалипротогалактики. 13 млрд л. н. в нашей Галактике начали формироваться звёзды — до этого момента она состояла целиком из газа и тёмной материи. Различные составляющие Галактики —балдж,гало,тонкийитолстый диск(см. выше➤) — сформировались в разное время разным образом. При формировании нашей Галактики Вселенная состояла из элементов,возникших при Большом взрыве—водорода,гелия, их изотопов —дейтерияигелия-3, илития-7, а более тяжёлые элементы в основномсформировалось впоследствиив звёздах.
Менее чем за 4 млрд лет после Большого взрыва сформировался балдж — звездообразование в нём шло очень быстро и завершилось менее чем за 0,5 млрд лет, из-за чего в звёздах балджа наблюдается избыток альфа-элементов по сравнению с железом (см. выше➤). В то же время, но за более длительный срок порядка 1—2 млрд лет, небольшое количество звёзд сформировалось в гало. Диск сформировался позже, к 4—5 млрд лет после Большого взрыва, после чего звёзды образовывались в основном только в диске, и меньшинство — в балдже.
Считается, что диск формировался от внутренних частей ко внешним: во внутренних частях характерная продолжительность звездообразования составляла 2 млрд лет, а во внешних — 10 млрд лет и более, что объясняет градиент металличности звёзд в диске (см. выше➤). Толстый диск сформировался раньше тонкого диска, причём после формирования первого, 8 млрд л. н., звездообразование практически прекратилось на миллиард лет. 7 млрд л. н. звездообразование возобновилось и продолжается с практически неизменным темпом, а звёзды формируются только в тонком диске. На эволюцию нашей Галактики влияетаккрециягаза извне, около 3M⊙в год, которая компенсирует затраты на звездообразование.
За последние 12 млрд лет наша Галактика не испытываласлиянийс другими крупными галактиками — такая история столкновений нетипична и выделяет Млечный Путь среди других галактик. Так, 11 млрд л. н. произошло слияние Млечного Пути сгалактикой Кракен, масса которой составила около 3 % массы Млечного Пути; по различным оценкам, это могло быть наиболее крупным слиянием помимо тех, которые могли иметь место в ранней Вселенной. Также существует оценка, что слияние сГайя-Энцеладбыло более крупным и масса последней составляла 6 % массы Млечного Пути. Считается, что в Млечном Пути насчитывается, соответственно, не менее 13 и 20 шаровых звёздных скоплений, изначально сформированных в этих галактиках.
Столкновение и слияние нашей Галактики с её спутником —Большим Магеллановым Облаком— по расчётам, произойдёт в будущем, через 2,4 млрд лет. Это приведёт к тому, что некоторые параметры Млечного Пути станут более типичными для галактик со сравнимой массой — например, средняяметалличностьгаловозрастёт, как и массасверхмассивной чёрной дырыв центре Галактики.
Кроме того, в будущем, по всей видимости, произойдётстолкновение Млечного Пути и галактики Андромеды. Посколькугалактика Андромедыи Млечный Путь сближаются со скоростью около 120 км/с, атангенциальная скоростьгалактики Андромеды при этом достаточно мала, это произойдёт через 4 млрд лет, после чего на процесс слияния уйдёт ещё 2 млрд лет, а в результате слияния образуетсяэллиптическая галактика. При слиянии галактик столкновения отдельных звёзд будут маловероятны из-за низкой концентрации звёзд, но, возможно,Солнечная системабудет выброшена на далёкое расстояние от центра получившейся галактики. В этом столкновении будет участвоватьгалактика Треугольника, и возможно, Млечный Путь столкнётся с ней раньше, чем с галактикой Андромеды.
Млечный Путь известен с древности.Клавдий Птолемей, живший в I—II веках, составил его подробное описание, однако только в 1610 годуГалилео Галилейвпервые сделал правильный вывод, что Галактика состоит из звёзд. Наблюдая в свой телескоп, он обнаружил, что диффузный свет полосы Млечного Пути создаётся большим количеством тусклых звёзд.
Первые предположения о распределении звёзд в Млечном Пути принадлежатТомасу Райту, который представил две модели: диска, состоящего из звёзд, обращающихся вокруг «божественного центра», и сферической оболочки из звёзд. Солнечная система находилась внутри этого диска или оболочки, что объясняло наблюдаемую форму Млечного Пути. Основываясь на работах Райта,Иммануил Кантв 1755 году опубликовал трактат, в котором обосновывал, что Млечный Путь имеет форму диска из звёзд, обращающихся вокруг тела «с громадной силой притяжения». Райт и Кант также предположили, что некоторые из наблюдаемыхтуманностей— это другие «млечные пути», состоящие из бесчисленных звёзд.
Через полтора века после Галилея, в 1784—1785 годахУильям Гершельсделал первую попытку использовать данные наблюдений для количественного определения размера и формы Млечного Пути. Он измерил количество звёзд в разных направлениях по всему небу и сделал вывод, что наша Галактика имеет форму сплюснутого диска. Гершель также попытался оценить размеры Галактики: он был вынужден оценивать их в единицах среднего расстояния между звёздами, которые в его время не были известны — он сделал вывод, что диаметр Млечного Пути составляет 800 средних расстояний между звёздами, а толщина — 150. Это соответствует диаметру в 1800 парсеков и толщине в 340 парсеков — оценка толщины с того времени изменилась мало, а оценка диаметра оказалась сильно заниженной. Кроме того, Гершель сделал неверный вывод, что Солнце находится вблизи центра Галактики.
Ещё одну попытку оценить размеры Галактики практически тем же способом предпринялВасилий Струвев 1847 году. К этому времени уже были определены расстояния до некоторых звёзд, в частности, в 1838 годуФридрих Бессельизмерилпараллаксзвезды61 Лебедяи определил, что расстояние до неё составляет 3,3 парсека. Струве оценил размер Галактики в не менее чем 4 килопарсека, а также предположил существованиемежзвёздного поглощения. Кроме того, он заметил, что концентрация звёзд уменьшается при удалении от плоскости Галактики.
В начале XX века продолжались попытки определить размер Млечного Пути. В частности,Хуго ЗелигериЯкобус Каптейнпроводили наблюдения с использованиемфотопластиноки неоднократно делали оценку размера нашей Галактики. Последние оценки Зелигера в 1920 году и Каптейна в 1922 составили соответственно 14,4×3,3 и 16×3 килопарсеков. В обеих моделях, как и у Гершеля, ошибочно предполагалось, что Солнце располагается вблизи центра. Астрономы в то время уже понимали, что межзвёздное поглощение влияет на результаты наблюдений, но не могли точно измерить его.
В 1917 годуХарлоу Шеплиизмерил размеры Млечного Пути иным способом: по распределениюшаровых звёздных скоплений, расстояние до которых он измерял по наблюдениямцефеидв них. В результате Шепли сделал вывод, что размер Галактики составляет 100 килопарсеков, а расстояние Солнца до её центра ― 13 килопарсеков. Хотя оба этих значения оказалось завышенными, Шепли впервые показал, что Солнце находится вдали от центра нашей Галактики.
При этом Шепли, как и большинство учёных того времени, считали, что вся Вселенная ограничивается нашей Галактикой, которая включает в себя все видимые объекты. В 1920 году прошёлБольшой спор― дискуссия между Шепли иГебером Кёртисом, посвящённая размерам Галактики, положении Солнца в ней и другим вопросам. В частности, Кёртис не считал, что Шепли верно измерил расстояния, в модели Кёртиса Галактика имела гораздо меньшие размеры, Солнце находилось вблизи её центра, а некоторые объекты, такие, какгалактика Андромеды, в неё не входили. В действительности и Шепли, и Кёртис оказались частично правы.
Доказать, что Вселенная не ограничивается нашей Галактикой, смогЭдвин Хабблв 1924—1925 годах. По наблюдениям цефеид в нескольких галактиках Хаббл определил расстояния до них, которые оказались гораздо больше, чем размер Млечного Пути даже в завышенной оценке Шепли. Так было доказано, что некоторые туманности находятся за пределами нашей Галактики и являются отдельными звёздными системами.
В 1925 годуБертил Линдбладзаметил, что звёзды, обладающие большими скоростями относительно Солнца, имеют асимметричное распределение скоростей и движутся относительно Солнца в одну сторону. То же самое он заметил и для шаровых скоплений. Линдблад объяснил это тем, что Солнце и большинство окружающих его звёзд находятся в плоском диске, который вращается вокруг центра Галактики, а шаровые скопления и небольшая часть звёзд образуют подсистему сферической формы, которая практически не вращается, из-за чего её элементы имеют большие скорости относительно Солнца, направленные в одну сторону. В 1927—1928 годах Линдблад иЯн Оортдоказали, что Галактика вращается вокруг центра, который совпадает с центром системы шаровых скоплений, обнаруженным Шепли, и заметили, что вращение не твердотельное, адифференциальное.
В 1944 годуВальтер Баадеобнаружил, что звёзды диска Галактики и сфероидальной подсистемы различаются, и ввёл деление звёзд на население I и население II. В 1940-х годах в Млечном Пути уже выделяли диск, балдж и гало, а в 1950-х годах было обнаружено, что звёздные населения также отличаются химическим составом. В 1953 году были обнаружены участкиспиральных рукавовГалактики в окрестности Солнца, а в следующем году — спиральная структура всей Галактики. В конце 1950-х годов был обнаружен источник радиоизлученияСтрелец A, расположенный в центре Галактики.Барв нашей Галактике был впервые обнаружен только в 1991 году.
Важную роль в изучении нашей Галактики сыграл космический телескопHipparcos, запущенный в 1989 году. С помощью этого телескопа были измерены положения,собственные движенияи расстояния до большого количества звёзд. Для 120 тысяч звёзд собственные движения и расстояния были измерены с точностью лучше 10 %, а для 2,5 миллионов — с меньшей точностью. Эти результаты значительно превзошли все предыдущие, и, в частности, позволили уточнить информацию об окрестностях Солнца.
На изучение Млечного Пути также повлияли данные, полученные в различных масштабных обзорах неба. Например, благодаря инфракрасному обзору всего неба2MASS, выполненному в 2000-х годах, появилась возможность детально изучить центральные области Галактики, на наблюдение которых влияет межзвёздное поглощение. В частности, по данным 2MASS было подтверждено наличие бара и был открыт вторичный бар меньшего размера. При помощиСлоановского цифрового обзора небабыли уточнены различные структурные параметры Галактики и открыты новыезвёздные потокив гало.
Кроме того, различные спектроскопические наблюдения позволили детально изучить химическую эволюцию Галактики, а благодаря наблюдениям вмиллиметровоми субмиллиметровом диапазоне были открыты различные молекулы в межзвёздной среде. Развитие вычислительной техники позволило моделировать процессыформирования и эволюции галактик.
Космический телескопGaia, запущенный в 2013 году, стал преемником телескопа Hipparcos. Gaia измеряет положения и собственные движения звёзд Галактики с точностью в 200 раз выше, чем у предшественника, и может наблюдать гораздо более тусклые объекты. Телескоп начал работу в 2014 году, а первый каталог Gaia — Gaia DR1 — был опубликован в 2016 году и содержал более 1,1 миллиарда объектов. В 2022 году был опубликован набор данныхGaia DR3, в котором уже более 1,8 миллиарда объектов вплоть до 21-йзвёздной величины. Из них для 1,4 миллиарда измерены не толькокоординаты на небе, но такжепараллаксисобственное движение. У 470 миллионов звёзд полученспектрнизкого разрешения и для 217 миллионов определёнспектральный класс.
Млечный Путь с древности имел культурное, религиозное и философское значение у разных народов. Название «Млечный Путь» происходит изгреко-римской мифологии. По одной из наиболее распространённых легенд,Гера— женаЗевса— отказывалась кормить грудью незаконнорождённых детей последнего. Однажды, пока Гера спала,Гермесподнёс к её грудиГеракла, и после того, как тот начал кормиться, Гера проснулась и оттолкнула его. Молоко, которое брызнуло при этом из груди, превратилось в Млечный Путь. По этому сюжету различные художники, в том числеРубенсиТинторетто, писали свои картины. Само слово «галактика» также связано с этим мифом и происходит отдр.-греч.Κύκλος Γαλαξίας, что в переводе означает «молочный круг».
Во многих культурах Млечный Путь сходным образом представлялся как небесная дорога для богов и погибших героев. Вкитайской мифологииМлечный Путь представляется как серебряная река, которая разделяет влюблённых друг в друга ткачиху и пастуха — их олицетворяют яркие звёздыВегаиАльтаир. В мифахавстралийских аборигеновМлечный Путь рассматривается как змея, приносящая дождь и плодородие.Ацтекитакже представляли Млечный Путь в виде змеи, амайя— в виде мирового дерева.